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星系型態分類是天文學家根據視覺上的星系外觀將星系劃分成不同的種類。星系分類的方法有好幾種，最著名的是由愛德溫·哈伯設計的哈伯序列，後來由熱拉爾·佛科留斯和艾倫·桑德奇擴充。
 | 此條目需要擴充。 (2007年9月26日) |
哈伯序列是愛德溫·哈伯依據星系的外觀，在1926年發明的星系型態分類法[2][3]。因為傳統的圖說形狀像一把音叉，所以通常稱它是"哈伯音叉"。哈伯根據觀察所見的星系外觀（最初在攝影乾版上的影像），將星系劃分成三大類：
廣泛擴充這些類別之後，可以更好的區分外觀並涵蓋更多其它類型的星系。例如，沒有明顯結構（盤面或橢球形狀）的不規則星系。
哈伯序列通常以雙管齊下的叉子形式呈現，橢圓星系在左側，橢圓度從左向右增加；右端分岔形成兩根平行的帶狀，分別是螺旋星系和棒旋星系。透鏡星系被放置在橢圓星系和螺旋星系之間，相當於音叉的手柄和尖端分岔交會之處。
直到今天，無論是專業的天文研究還是業餘天文學，哈伯序列都還是最常用的分類法。
哈伯序列是建立在由當時的望遠鏡所所拍攝的星系照片上。起初，他相信橢圓星系是早期的星系型態，然後可能轉變成螺旋或棒旋星系。我們現在則認為該倒過來解釋星系的發展。但是，早期的錯誤已經深植在天文學家的專業術語中，所以現在依然根據圖中的位置，將左邊的星系稱為早期形，圖右邊的稱為晚期形。
近代的觀測為我們提供更多關於這些星系類型的資訊：
據此，天文學家建構了一個星系演化的理論。建議橢圓星系，事實上，是螺旋星系和不規則星系彼此之間相互碰撞的結果，這種碰撞剝奪了大部分的氣體和塵埃，並使恆星的軌道呈現隨機化。參見星系的形成和演化。
這個系統最早是在1959年由熱拉爾·佛科留斯提出，它是被廣泛使用的哈伯序列擴充，稱為佛科留斯系統[5]。佛科留斯認為哈伯對螺旋星系的二維分類只基於核球和螺旋臂的緊密，以及棒狀結構的是否存在，並沒有充分的描述觀測到的星系全部範圍的型態。特別是，他認為環和透鏡是組成螺旋星系的重要結構部分[6]。
佛科留斯系統保留了哈伯的基本星系型態，劃分成橢圓、透鏡、螺旋和不規則星系。為了補充哈伯的分類，佛科留斯根據三個形態特徵，引入了一個更複雜的螺旋星系分類系統：
分類法中不同的元素組合在一起 －按照列出的順序－ 給出一個星系的完整分類。例如，一個核棒微弱和螺旋臂與環鬆散的螺旋星系的分類被表示為SAB(r)c。
在視覺上，佛科留斯系統可以看成是哈伯音叉的三維版本 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）。在X軸上有階段（螺旋度），在Y軸上有家族（核棒），Z軸上有各種的環[8]。
佛科留斯還在他的分類法中為每一類星係指定了數值。哈伯分類為T，數值從-6到+10，負數對應於早期型的星系（橢圓星系和透鏡星系），正數對應於晚期型星系（螺旋星系和不規則星系）。橢圓星系分為三個"階段"：緊湊型橢圓星系(cE)、普通橢圓星系E和晚期橢圓星系(E+)。透鏡星系就簡單的分為早期(S−)、中間(S0)和晚期(S+)類型。不規則星系可以分為麥哲倫不規則型(T = 10)或"緊湊型" ("T" = 11)。
數值級的使用可以對星系型態的分類進行更多的定量研究。
美國天文學家威廉·威爾遜·摩根與菲力浦·基南共同創建了以光譜對恆星分類的MMK分類法。耶基斯系統使用星系中恆星的光譜、形狀、實質和外觀、以及中心的凝聚度來分類星系。
| 光譜類型 | 注釋 |
|---|---|
| a | 顯著的A恆星 |
| af | 顯著的A-F恆星 |
| f | 顯著的F恆星 |
| fg | 顯著的F-G恆星 |
| g | 顯著的G恆星 |
| gk | 顯著的G-K恆星 |
| k | 顯著的K恆星 |
| 星系形狀 | 注釋 |
|---|---|
| B | 棒旋星系 |
| D | 對稱的旋轉沒有顯著的螺旋或橢圓結構 |
| E | 橢圓的 |
| Ep | 橢圓和塵埃吸收 |
| I | 不規則 |
| L | 表面亮度低 |
| N | 小而亮的核心 |
| S | 螺旋 |
| 傾斜度 | 注釋 |
|---|---|
| 1 | "正對"的星系 |
| 2 | |
| 3 | |
| 4 | |
| 5 | |
| 6 | |
| 7 | "側面"的星系 |
所以，舉例如下：仙女座星系的分類為kS5。
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