Secuencia de Hubble
Clasificaciones posteriores Después de aparecida esta secuencia, aparecieron refinamientos de esta, tanto por el propio Hubble como por otros autores (en especial, el astrónomo Gerard de Vaucouleurs), sobre todo en lo referido a la clasificación de las galaxias espirales, introduciéndose los tipos intermedios E (galaxias con características intermedias entre las elípticas y las lenticulares), S0 (galaxias lenticulares sin estructuras, solo distinguibles de una elíptica mediante un estudio detallado), S0 (galaxias lenticulares con cierta estructura), S0 (galaxias intermedias entre una lenticular y una Sa), Sab (entre Sa y Sb), Sbc (entre Sb y Sc), y Scd (entre Sc y Sd), así cómo la clasificación "Pec" (peculiar) para aquellas galaxias inclasificables (por ejemplo, M82) y las galaxias enanas -con una "d" antes del tipo de la galaxia, y sólo para elípticas, lenticulares, e irregulares-. La más elaborada es la elaborada por el ya mencionado Gerard de Vaucouleurs en 1959. En ella, se extendió la clase Sd incluidos los tipos Sdm y Sm, así cómo siendo reemplazado el tipo Irr -salvo para galaxias irregulares enanas (dIrr)- por los tipos I(m) e IB(m), estos para galaxias irregulares con incipiente estructura espiral y/o barra, cómo las Nubes de Magallanes, y finalmente el tipo I0 para galaxias cómo la ya mencionada M82.
Agrupación galáctica
La evolución de los cúmulos puede tomar dos rumbos. Unos tienden a concentrar más materia agregando pequeños grupos y otras galaxias individuales, lo cual los lleva a compactarse cada vez más y a adquirir una forma esferoidal. A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos, el núcleo del cúmulo canibaliza galaxias de este convirtiéndose su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que mantienen a las demás orbitando a su alrededor y que finalmente acabarán por fusionarse en una única galaxia elíptica gigante formando lo que se conoce como cúmulo de galaxias fósil: un cúmulo de galaxias con una única galaxia elíptica en su centro y una carencia de galaxias brillantes en las regiones centrales. Otros cúmulos menos ligados gravitatoriamente pueden evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para salir del cúmulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias y a medida que pierden masa la velocidad de escape disminuye, lo que acelera la pérdida de más galaxias, provocando su fragmentación hasta la total dilución. Este proceso puede venir motivado por la presencia de cúmulos mayores en las cercanías, los cuales acabarán por engullir al pequeño.