Con el mismo fin, una vez conocida la existencia de galaxias como universos-isla, los astrónomos intentaron clasificarlas para tratar de entender su formación y evolución, basándose en la continuidad que encontraron en la variación tanto de sus características morfológicas como en ciertos parámetros físicos a lo largo de la secuencia establecida en la clasificación por tipos morfológicos de Hubble.

Las interpretaciones que en un principio se dieron a la clasificación de Hubble sirvieron de base para posteriores mejoras de las teorías sobre la evolución de las galaxias y, una vez que se introdujeron en el estudio cuestiones como la dinámica de las galaxias, las poblaciones estelares, la cinemática estelar y la composición química, dirigieron el interés hacia el estudio de su formación.

Los primeros estudios de Eggen, Lynden-Bell y Sandage (1962) en los que reunieron datos de la población estelar y la composición química de nuestra galaxia arrojaron resultados que sugerían que la Vía Láctea está formada por el colapso de un gran volumen. La evidencia principal era que las estrellas más viejas de la Vía Láctea siguen zambulléndose hacia el centro galáctico, las estrellas más jóvenes, y por tanto más ricas en metales, caen hacia el centro siguiendo órbitas menos excéntrica y la todavía más jóvenes y más ricas en metales aún siguen órbitas casi circulares en su camino hacia el centro galáctico. De estos datos concluyeron que nuestra galaxia está formada por colapso gravitatorio, que el colapso fue rápido (las velocidades radiales de las nubes de gas fuera de las cuales se formaron las primeras estrellas eran mayores que sus velocidades tangenciales) y que el disco de la galaxia se formó por la dispersión del gas remanente después del colapso inicial, que hizo tender a este gas a adoptar órbitas circulares.

El modelo de un colapso rápido en una escala de tiempo de a lo sumo varios miles de millones de años explica las correlaciones observadas entre las excentricidades de las órbitas estelares, las edades de las estrellas, las velocidades de éstas perpendiculares al plano galáctico y sus metalicidades. Asimismo, el mismo modelo explicó la existencia de las tres componentes morfológicas principales de la Vía Láctea: el disco, el bulbo y un halo casi esférico.

Por lo tanto, la pista más firme que corrobora la formación de la galaxia por colapso es la relación que existe entre la forma de las órbitas estelares y las edades de las estrellas.

El aspecto más fundamental que podemos encontrar en la sucesión de tipos de la primitiva clasificación de Hubble es la diferenciación de las galaxias entre sistemas con y sin disco. Las evidencias que encontramos en nuestra galaxia pueden generalizarse a otras galaxias con el fin de explicar la propia sucesión de tipos en la clasificación.

El que una galaxia presente disco o no depende de la relación tiempo de formación de estrellas- tiempo de colapso. Una formación rápida de estrellas implica que su gas se consume antes de que pueden tener lugar colisiones entre éste, con lo cual no queda gas suficiente para formar el disco.

La relación entre los valores de estas escalas de tiempo (formación-colapso) determina la disposición de las galaxias a lo largo del esquema de la clasificación, desde galaxias de tipo E que tienen halo pero no disco hasta las galaxias espirales más tardías que no presentan halo pero sí disco. Esta relación causa incluso la diferencia entre las galaxias elípticas, desde las E0 hasta las E6.

Un aspecto muy importante a tener en cuenta en la teoría de formación de galaxias es la fluctuación de la densidad, que hace que se expandan inicialmente al mismo ritmo que la expansión general del universo. Pero debido a la gran magnitud de la fluctuación la expansión se retrasa respecto a la del universo que rodea a la galaxia y además la propia gravedad de la galaxia hace que ésta se aísle de sus alrededores. Además de esto, las diferentes partes de una protogalaxia tienen diferentes densidades y por consiguiente sufren diferentes retrasos en su expansión, de manera que las partes más internas tienen densidad mucho mayor y por consiguiente invierten su expansión hasta llegar a colapsar primero.

Tanto el tiempo de formación de estrellas como el tiempo de colapso dependen de la densidad, pero según un exponente diferente, por lo cual la proporción entre las dos escalas de tiempo depende asimismo de la densidad. Los discos se forman cuando el tiempo de colapso es menor que el tiempo de formación estelar. Una vez formado el disco, retiene una fracción del gas original y a partir de este gas nacen continuamente nuevas estrellas. Este proceso hace que aumente paulatinamente la metalicidad del gas que continuamente se está reciclando, y relaciona la edad de las estrellas, la excentricidad de sus órbitas y su composición química.

En el caso de que después del proceso inicial de formación de estrellas quede gas sin convertir, pueden coexistir el disco, el bulbo y el halo en una misma galaxia de tipo temprano o del tipo S0.

En los sistemas sin disco las estrellas son viejas, ya que el proceso de formación estelar se completó durante los primeros mil millones de años después del colapso inicial. En cambio, en los sistemas con disco las estrellas se forman durante toda la vida de las galaxias, incluso de las de tipos muy tardíos.

Lo que distribuye a las galaxias a lo largo de la secuencia de la clasificación es la cantidad de gas que sobra después del colapso inicial y esta cantidad depende a su vez de la fuerza de la fluctuación de densidad inicial. Identificando como parámetro responsable de la distribución a esta fuerza podemos comprender por qué la relación entre los tamaños del bulbo y del disco varían continuamente a lo largo del diagrama de Hubble.

En grupos y cúmulos de galaxias, donde la densidad es alta, la fluctuación inicial de densidad debe haber sido también alta.

Las galaxias de tipo espiral se forman en zonas de densidades bajas, mientras que las de tipo E se forman en zonas de densidades más altas. Esto explica la correlación entre la densidad y la morfología descubierta por Hubble y Humason y cuantificada por Dressler.

Sólo queda un poco de gas, el que no se ha usado en la formación estelar, en las galaxias tempranas, pero queda mucho más en las tardías, por lo que el modelo también aclara por qué también varía el nivel de formación estelar que observamos en las galaxias, que es más alto en galaxias de tipo Sd y Sm y más bajo en los tipos E, S0 y tipos tempranos de Sa.

En cuanto a la evolución de las galaxias podemos preguntarnos: ¿han estado siempre en el mismo lugar de la clasificación morfológica que ocupan hoy, o han evolucionado de manera que no podemos saber de qué tipo eran al principio? Esta pregunta es importante porque si la respuesta es que las galaxias han evolucionado significativamente implica que la clasificación de Hubble es el producto de la evolución en lugar de el producto de las condiciones iniciales.

Para intentar abordar la relación que podría tener la evolución con la clasificación, se calculó la variación del ritmo de formación estelar con el tiempo en diferentes tipos de galaxias a lo largo de toda la sucesión, encontrándose que se produce una evolución tan pequeña que los tipos de Hubble se mantienen después de aproximadamente tres mil millones de años.

Los datos observacionales confirman que el brillo superficial de los discos debe ser una función de la posición de la galaxia a lo largo de la clasificación. Como ya vimos, el gas que no se ha convertido en estrellas está presente en los discos (no luminosos) de las galaxias de tipo Sa, mientras que en las galaxias de tipo S0 la mayoría del gas forma luminosas estrellas. Por lo tanto, una galaxia de tipo Sa tienen un brillo superficial más bajo que una galaxia del tipo S0 con la misma masa total, y de la misma manera se espera una disminución similar del brillo superficial entre los tipos de Hubble más tardíos.

En resumen, las conclusiones que se pueden extraer de la clasificación morfológica son:

La relación bulbo-disco es función del tipo de Hubble.

El brillo superficial del disco varía sistemáticamente con el tipo de Hubble.

El color integrado varía proporcionalmente a la relación bulbo-disco y con el tipo de Hubble.

La edad media del disco es una función del tipo de Hubble.

La tasa actual de formación estelar por unidad de masa es mayor en las galaxias de tipo Sc, Sd y Sm que en la de tipo S0, Sa y Sb.