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星系型态分类是天文学家根据视觉上的星系外观将星系划分成不同的种类。星系分类的方法有好几种，最著名的是由爱德温·哈伯设计的哈伯序列，后来由热拉尔·佛科留斯和艾伦·桑德奇扩充。
 | 此条目需要扩充。 (2007年9月26日) |
哈伯序列是爱德温·哈伯依据星系的外观，在1926年发明的星系型态分类法[2][3]。因为传统的图说形状像一把音叉，所以通常称它是"哈伯音叉"。哈伯根据观察所见的星系外观（最初在摄影干版上的影像），将星系划分成三大类：
广泛扩充这些类别之后，可以更好的区分外观并涵盖更多其它类型的星系。例如，没有明显结构（盘面或椭球形状）的不规则星系。
哈伯序列通常以双管齐下的叉子形式呈现，椭圆星系在左侧，椭圆度从左向右增加；右端分岔形成两根平行的带状，分别是螺旋星系和棒旋星系。透镜星系被放置在椭圆星系和螺旋星系之间，相当于音叉的手柄和尖端分岔交会之处。
直到今天，无论是专业的天文研究还是业馀天文学，哈伯序列都还是最常用的分类法。
哈伯序列是建立在由当时的望远镜所所拍摄的星系照片上。起初，他相信椭圆星系是早期的星系型态，然后可能转变成螺旋或棒旋星系。我们现在则认为该倒过来解释星系的发展。但是，早期的错误已经深植在天文学家的专业术语中，所以现在依然根据图中的位置，将左边的星系称为早期形，图右边的称为晚期形。
近代的观测为我们提供更多关于这些星系类型的资讯：
据此，天文学家建构了一个星系演化的理论。建议椭圆星系，事实上，是螺旋星系和不规则星系彼此之间相互碰撞的结果，这种碰撞剥夺了大部分的气体和尘埃，并使恒星的轨道呈现随机化。参见星系的形成和演化。
这个系统最早是在1959年由热拉尔·佛科留斯提出，它是被广泛使用的哈伯序列扩充，称为佛科留斯系统[5]。佛科留斯认为哈伯对螺旋星系的二维分类只基于核球和螺旋臂的紧密，以及棒状结构的是否存在，并没有充分的描述观测到的星系全部范围的型态。特别是，他认为环和透镜是组成螺旋星系的重要结构部分[6]。
佛科留斯系统保留了哈伯的基本星系型态，划分成椭圆、透镜、螺旋和不规则星系。为了补充哈伯的分类，佛科留斯根据三个形态特征，引入了一个更复杂的螺旋星系分类系统：
分类法中不同的元素组合在一起 －按照列出的顺序－ 给出一个星系的完整分类。例如，一个核棒微弱和螺旋臂与环松散的螺旋星系的分类被表示为SAB(r)c。
在视觉上，佛科留斯系统可以看成是哈伯音叉的三维版本 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。在X轴上有阶段（螺旋度），在Y轴上有家族（核棒），Z轴上有各种的环[8]。
佛科留斯还在他的分类法中为每一类星系指定了数值。哈伯分类为T，数值从-6到+10，负数对应于早期型的星系（椭圆星系和透镜星系），正数对应于晚期型星系（螺旋星系和不规则星系）。椭圆星系分为三个"阶段"：紧凑型椭圆星系(cE)、普通椭圆星系E和晚期椭圆星系(E+)。透镜星系就简单的分为早期(S−)、中间(S0)和晚期(S+)类型。不规则星系可以分为麦哲伦不规则型(T = 10)或"紧凑型" ("T" = 11)。
数值级的使用可以对星系型态的分类进行更多的定量研究。
美国天文学家威廉·威尔逊·摩根与菲力浦·基南共同创建了以光谱对恒星分类的MMK分类法。耶基斯系统使用星系中恒星的光谱、形状、实质和外观、以及中心的凝聚度来分类星系。
| 光谱类型 | 注释 |
|---|---|
| a | 显著的A恒星 |
| af | 显著的A-F恒星 |
| f | 显著的F恒星 |
| fg | 显著的F-G恒星 |
| g | 显著的G恒星 |
| gk | 显著的G-K恒星 |
| k | 显著的K恒星 |
| 星系形状 | 注释 |
|---|---|
| B | 棒旋星系 |
| D | 对称的旋转没有显著的螺旋或椭圆结构 |
| E | 椭圆的 |
| Ep | 椭圆和尘埃吸收 |
| I | 不规则 |
| L | 表面亮度低 |
| N | 小而亮的核心 |
| S | 螺旋 |
| 倾斜度 | 注释 |
|---|---|
| 1 | "正对"的星系 |
| 2 | |
| 3 | |
| 4 | |
| 5 | |
| 6 | |
| 7 | "侧面"的星系 |
所以，举例如下：仙女座星系的分类为kS5。
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