7 星系天文学-第六章-星系与星系团
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椭圆星系往右哈勃图分叉成两支，即“正常”星 系和棒星系。“正常”一词不应理解为比棒族更普 遍，有研究表明棒星系可能占2/3。这种划分并非是 截然分明的，大部分星系表现为有某种棒特征,而分 类为棒星系只是其中比较极端的一部分。还有，棒 状特征的小比例尺像会看不出棒结构，特别是那些 侧向系统，从这点上来讲对星系形态的认定很可能 发生误判。
m M 5 lg r 5 A K
式中K 项称为K 改正，它与天体红移有关。只有对近 距星系才能取得好的光谱资料，故近距星系的 K 改正 比较可靠。
设两个星系的视星等为 m1 和 m2，则其距离之比为
lg( D1 / D 2 ) 1 (m1 m2 ) ( A1 A2 ) ( K1 K 2 ) 5
1. 分层效应
对规则团来说, 中心区星系密度很高, 随团心距 R 的增大，星系的投影数密度不断减小。但在规则团中 旋涡星系的比例 f (Sp)随着 R 的增大而增大。由于观 测到的只是星系的投影密度，实际上在规则团的核区 不存在旋涡星系，这就是所谓星系团内星系的形态－ 半径关系，也就是星系的形态空间分层。 与E星系相比，团内S星系离开团中心比较远，它 们在团内的轨道运动能量比E星系来得大，形态空间分 层使不同类型星系的运动状况有所不同。在给定团中 心距处，S星系的随机速度比E星系大, 即存在形态速 度分层, 并已为观测证实。
3. 旋涡星系（S、SB） 旋涡星系是河外星系中最引人注目的一种，其基 本特点是有一个中央明亮的、类似于椭圆星系的核， 从核伸出两条或多条旋臂, 称为正常旋涡星系（S）。 有的旋涡星系通过中央核存在一根棒，旋臂从棒的两 端伸出，称为棒旋星系（SB）, 棒中往往有一些由尘 埃吸收形成的暗带。
旋涡星系
两类旋涡星系又都可有 3 种次型，次型划分的判 据是：(i) 中央核球光度在星系总光度中所占的比重大 小，(ii) 旋臂紧卷的程度，(iii) 旋臂能分介为单颗恒星 和各别发射星云 (HII区) 的程度。一般来说，中央核 最亮的旋臂卷得也很紧，而单颗恒星则不易分辨，这 就是Sa (SBa)，另一端即为Sc (SBc)，Sb (SBb)则介于 两者之间。旋涡星系面向观测者时，旋臂结构最为明 显；侧向朝着观测者时旋臂就表现得不那么明显了。
分叉最左边是透镜星系，用S0或SB0表示正常系统 或棒状系统。它们的基本特征是有一个光度平滑分布 的中央亮斑，类似椭圆星系，外边有一个大范围包层， 其间则是所谓透镜。S0星系根据盘内尘埃吸收的强度 分为S01、S02、S03三类，其中S01为无尘埃吸收，S03 则有完整的尘埃吸收带。SB0 也分为SB01、SB02、 SB03三类，但划分标准不 是依据尘埃吸收带的强度, 而是根据棒的明显程度, 一个侧向 SB01的棒仅表现为核两边 透镜星系 两个粗短的明亮区, 而SB03 中的棒窄且非常明显, 从透 镜中央穿过。
但是，有的研究结果认为形态密度关系更为主要， 即使在一些富星系团内，形态－半径关系显得更为基 本，团外区的椭圆星系比例只有 ～15%，但其中的密 近星系对中，椭圆星系占55%，这显然是一种非常局 域性的现象。 因此，决定星系形态组合的因素也许是多方面的， 某些因素与星系的近邻环境有关，另一些因素则反映 大环境的情况。无论形态半径还是形态密度关系， 它们尽管反映了一部分物理图像，但毕竟过于粗糙， 不足以由此真正确认造成星系形态组合的复杂过程。
棒旋星系
4. 不规则星系（Irr） 哈勃音叉最右端的是不规则星系，这是一些形状 不规则、不表现有任何对称性的系统。Irr 又分为两 类，其中IrrI 星系表现为不具有对称外形或明确可见 的旋臂, 呈现若干个含有O、B 型星的明亮光斑。IrrII 也是不对称天体，但像的光度较为平滑，往往呈现一 些暗条。
cE
E
S0/a
Sa
Sab
Sb
Sbc
Sc
Scd
Sd
Sdm
Sm
Im
E
S0
S0/a
Sa
Sa-b
Sb
Sb-c
Sc
Sc-Irr
Irr I
说明：1. T < 0 －早型星系（椭圆和透镜星系），T > 0 － 晚型 星系（其他星系）；2. cE－致密椭圆星系，E－普通椭圆星系， E+－过度型椭圆星系。 15
三．环境效应
Sm和Im型包括了哈勃IrrI型中的其他星系，无中央 核球。下标 m 指 magellanic，因为大麦哲伦云分类为 SBm，仅那些非常不规则而又松散的系统（如SMC） 才归入Im型。由此可见， Sd、Sm和Im三个次型中的 大部分星系，均属于哈勃分类法中的IrrI型星系。 上述分类记号需联合使用。如一个棒结构不显著、旋 臂较松散、有环结构的旋涡星系，则记为SAB(r)c，等 等。有人称哈勃序列为二维分类法（旋臂和棒结构的 形态），而De Vaucouleurs的方案称为三维分类法（增 加环结构的形态）。
椭圆星系
另有一类称为矮椭球星系（dSph），在这类系统中， 恒星密度处处都很低，即使用地面最大望远镜拍得的 像，也仅仅表现为是一些暗星团块，看不到任何由不 太亮恒星产生的平滑光背景，而距离一远，地面望远 镜根本就观测不到了。 这类星系实际上与经典 E 星系 是不同类的系统。
从结构观点来讲，有时候可以把球状星团看成是一 种极低质量的椭圆星系。实际上球状星团所含的恒星 数与一个甚低质量椭圆星系所预期的情况十分类似， 它们的密度轮廓的特征介于巨椭圆星系和矮椭球星系 之间。
2. 形态－密度关系 对55个星系团约6000个星系的大规模形态分层 研究，证实了 f (Sp)的确随团心距的增大而增大， 而透镜星系比例 f (S0)在团中心附近减少，从 团心 距 R＝0.25 Mpc 处的54%减少到 R = 0.075 Mpc 处 的 30 %。有人据此得出的结论是这种与 R 的关系 不是基本关系，星系形态实际上应取决于局部星系 密度，局部星系密度与 f (Sp)和f (S0)的关系，即形 态－密度关系才是基本关系 (见图6-2) 。
A1-A2是两个源的消光值之差，K1-K2是其 K 改正之差。 如天体红移为 z，发射波段为 U、B、V、R，则接 收(观测)波段为 U、B、V、… M 时的红移值由表 6-1 给出，其中各波段均指中心波长。如当红移 z = 1.21 时， V 波段中心波长处发出的光子，接收到的波长为 J 波 段的中心波长。
不规则星系
10
二．其他形态分类法
后人认为哈勃分类法对 E 星系是很合适的，但对 S 星系的分类不完整，而对 Irr 星系的分类则很不合理。 1959年, De Vaucouleurs提出了另一种星系形态分 类方案，对哈勃分类法中的旋涡星系作了进一步的细 分。 Elmegreen等人则按旋臂形态把星系分成12类，其 中1类星系具有杂乱而又不对称的旋臂，12类星系有两 条长而明亮的对称状旋臂。此外还有Yerkes分类法、 DDO分类法等。
考虑星际消光影响后的距离模数为
m M 5 lg r 5 A
(6-2)
如天体退行速度很快，则在某波段（如V ）所接收 到的是比V 波段波长更短光子发出的辐射。因此观测得 到的V 值就不能直接换算为MV，因为MV是静止状态天 体的绝对星等。不过如知道天体光谱的形状，就可推 出V 和MV之间的关系。这时式(6-2)要改写为如下形式
2. 环结构：有环结构的星系记为 r，无环结构 的记为 s，居于两者之间的记为 rs，表示环结构不 显著。 3. 旋臂：De Vaucouleurs 对哈勃音叉右端增加 了Sd、Sm 和 Im三个次型。Sd 与哈勃 Sc 有某种 程度重迭，但又包括属于哈勃IrrI星系的某些更极 端的天体，特征是有弥散状、不连续的旋臂，旋臂 上分布着一些星团和星云，中央核球非常暗淡。
20
3. 次团结构
尽管团星系的投影密度总体上随团心距增大而 减小，但团内往往会呈现局部区域星系投影密度增 高，这就是团的次结构。次团结构对星系形态组成 有多大影响？有的研究表明，形态密度关系主要 不是由小尺度次团结构引起的。对一些团最中央部 分的研究也表明椭圆星系比例与周围星系密度无关。 因此，星系的团中心距是确定星系形态组成的主要 因素。
图6-2 星系的团心距、密度－形态关系
实际上要区分哪一个关系更为基本是极为困难 的，团星系的分布有一定统计规律, 即投影数密度N 是团心距 R 的单调函数。有人发现许多团内在相当 大的团半径范围内有 N∞R-1。后来又发现在小半径 范围内用函数 N∞exp(-R/100kpc) 来描述N-R关系更 为合理。因此如星系形态分布与R 有关, 则也必然与 N 有关, 反之亦然。所以，除非找到某种本质性物理 机制，否则无法明确判定形态半径和形态密度 哪一个是更为基本的关系。
§6.2 光度函数
星系光度函数 Φ(M) 的定义是 Φ(M)dM 为绝对星等 范围在 (M, M+dM) 内的星系数，通常需用下式作归一 化
( M )dM n
(6-1)
式中 n 为每单位体积内星系的总数。因此，Φ(M)dM 表示了绝对星等 (M,M+dM) 范围内星系的数密度。
一．K 改正
一．哈勃分类法
图6-1是星系哈勃分类序列的示意图, 因图的安置犹 如音叉,又称哈勃音叉，从左至右依次为椭圆星系、透 镜星系和旋涡星系，此外还有不规则星系。
图6-1 星系的哈勃分类（哈勃音叉）
1. 椭圆星系（E）
椭圆星系的基本特征是光度分布平滑而无结构，但 椭圆度差异甚大。设星系短长轴之比为 b/a，则用参数 n 10[1 (b / a)]表征星系的椭圆度, 并用字母 En 表示不同 椭圆度的椭圆星系, 其中E0为圆星系,E7为最扁的椭圆星 系。大部分 E 星系是低光度星系，这时用 dE 表示，以 区别于高光度 E 星系，同样可以细分为各 dEn 次类。
25
根据Frei和Gunn 1994年的一项工作有：
K k 2.5 lg(1 z)
式中 z 为星系红移，作者以表列形式给出了k(z) 的 数值。因为只有对近距星系才能取得好的光谱资料， 故近距星系的 K 改正比较可靠，这时有 k ≈ 0 。
第六章 星系与星系团
§6.1 星系的形态分类 §6.2 星系光度函数 §6.3 特殊星系 §6.4 河外星系中的星际介质 §6.5 河外星系中的恒星运动学 §6.6 星系碰撞和星系并合 §6.7 星系团
§6.1 星系的形态分类
天文学上在发现一类新天体后, 随着天体数目 的增加, 最重要的基础性工作之一就是对其进行 分类。自1924年哈勃证实河外星系的存在以来, 随着星系数目的增多, 发现它们形态各异，甚至 可以相差很大。为此人们提出了若干种按形态对 星系进行分类方案，其中应用最广泛的是1936年 哈勃提出的分类方案。
哈勃级
De Vaucouleurs 还引入了星系类型的数字化表述， 即对不同类型的星系赋以某个特定的数字，称为哈勃 级，目的是在某些场合中便于作定量的研究。下表给 出了哈勃级与星系类型的对照表。
哈勃级 T 伏古勒型 哈勃型 -6 -5 -4 E+ -3 S0-2 S00 -1 S0+ 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
形成不同形态的原因之一可能和星系所处 环境有关。如与场星系相比，团星系中的 E 和 S0 星系所占比例要高得多。这种现象又随星系 团而异，有的团中 E 星系比例高达 40%，而有 的团仅为15%。通常用 f (E)表示椭圆星系比例， 在规则星系团中, f (E)值高, 而在不规则团中, f (E)值就低。
De Vaucouleurs 的星系形态分类系统
De Vaucouleurs的星系形态分类方案是哈勃星系形态 序列的某种扩展。在他的分类系统中，星系仍分为椭圆 星系、透镜星系、旋涡星系和不规则星系4大类。对其 中的透镜星系和旋涡星系则按以下3个判据进行分类： 1. 内区的棒结构：无棒结构的记为SA，相当于哈勃 分类中的S，有棒结构的记为SB，与哈勃所用的记号相 同；居于这两者之间的记为SAB，表示棒结构不显著 （弱棒）。相应地，透镜星系分为无棒（SA0）和有棒 （SB0）以及S0三类，其中S0 特指难以确认有棒或无 棒的侧向星系。
m M 5 lg r 5 A K
式中K 项称为K 改正，它与天体红移有关。只有对近 距星系才能取得好的光谱资料，故近距星系的 K 改正 比较可靠。
设两个星系的视星等为 m1 和 m2，则其距离之比为
lg( D1 / D 2 ) 1 (m1 m2 ) ( A1 A2 ) ( K1 K 2 ) 5
1. 分层效应
对规则团来说, 中心区星系密度很高, 随团心距 R 的增大，星系的投影数密度不断减小。但在规则团中 旋涡星系的比例 f (Sp)随着 R 的增大而增大。由于观 测到的只是星系的投影密度，实际上在规则团的核区 不存在旋涡星系，这就是所谓星系团内星系的形态－ 半径关系，也就是星系的形态空间分层。 与E星系相比，团内S星系离开团中心比较远，它 们在团内的轨道运动能量比E星系来得大，形态空间分 层使不同类型星系的运动状况有所不同。在给定团中 心距处，S星系的随机速度比E星系大, 即存在形态速 度分层, 并已为观测证实。
3. 旋涡星系（S、SB） 旋涡星系是河外星系中最引人注目的一种，其基 本特点是有一个中央明亮的、类似于椭圆星系的核， 从核伸出两条或多条旋臂, 称为正常旋涡星系（S）。 有的旋涡星系通过中央核存在一根棒，旋臂从棒的两 端伸出，称为棒旋星系（SB）, 棒中往往有一些由尘 埃吸收形成的暗带。
旋涡星系
两类旋涡星系又都可有 3 种次型，次型划分的判 据是：(i) 中央核球光度在星系总光度中所占的比重大 小，(ii) 旋臂紧卷的程度，(iii) 旋臂能分介为单颗恒星 和各别发射星云 (HII区) 的程度。一般来说，中央核 最亮的旋臂卷得也很紧，而单颗恒星则不易分辨，这 就是Sa (SBa)，另一端即为Sc (SBc)，Sb (SBb)则介于 两者之间。旋涡星系面向观测者时，旋臂结构最为明 显；侧向朝着观测者时旋臂就表现得不那么明显了。
分叉最左边是透镜星系，用S0或SB0表示正常系统 或棒状系统。它们的基本特征是有一个光度平滑分布 的中央亮斑，类似椭圆星系，外边有一个大范围包层， 其间则是所谓透镜。S0星系根据盘内尘埃吸收的强度 分为S01、S02、S03三类，其中S01为无尘埃吸收，S03 则有完整的尘埃吸收带。SB0 也分为SB01、SB02、 SB03三类，但划分标准不 是依据尘埃吸收带的强度, 而是根据棒的明显程度, 一个侧向 SB01的棒仅表现为核两边 透镜星系 两个粗短的明亮区, 而SB03 中的棒窄且非常明显, 从透 镜中央穿过。
但是，有的研究结果认为形态密度关系更为主要， 即使在一些富星系团内，形态－半径关系显得更为基 本，团外区的椭圆星系比例只有 ～15%，但其中的密 近星系对中，椭圆星系占55%，这显然是一种非常局 域性的现象。 因此，决定星系形态组合的因素也许是多方面的， 某些因素与星系的近邻环境有关，另一些因素则反映 大环境的情况。无论形态半径还是形态密度关系， 它们尽管反映了一部分物理图像，但毕竟过于粗糙， 不足以由此真正确认造成星系形态组合的复杂过程。
棒旋星系
4. 不规则星系（Irr） 哈勃音叉最右端的是不规则星系，这是一些形状 不规则、不表现有任何对称性的系统。Irr 又分为两 类，其中IrrI 星系表现为不具有对称外形或明确可见 的旋臂, 呈现若干个含有O、B 型星的明亮光斑。IrrII 也是不对称天体，但像的光度较为平滑，往往呈现一 些暗条。
cE
E
S0/a
Sa
Sab
Sb
Sbc
Sc
Scd
Sd
Sdm
Sm
Im
E
S0
S0/a
Sa
Sa-b
Sb
Sb-c
Sc
Sc-Irr
Irr I
说明：1. T < 0 －早型星系（椭圆和透镜星系），T > 0 － 晚型 星系（其他星系）；2. cE－致密椭圆星系，E－普通椭圆星系， E+－过度型椭圆星系。 15
三．环境效应
Sm和Im型包括了哈勃IrrI型中的其他星系，无中央 核球。下标 m 指 magellanic，因为大麦哲伦云分类为 SBm，仅那些非常不规则而又松散的系统（如SMC） 才归入Im型。由此可见， Sd、Sm和Im三个次型中的 大部分星系，均属于哈勃分类法中的IrrI型星系。 上述分类记号需联合使用。如一个棒结构不显著、旋 臂较松散、有环结构的旋涡星系，则记为SAB(r)c，等 等。有人称哈勃序列为二维分类法（旋臂和棒结构的 形态），而De Vaucouleurs的方案称为三维分类法（增 加环结构的形态）。
椭圆星系
另有一类称为矮椭球星系（dSph），在这类系统中， 恒星密度处处都很低，即使用地面最大望远镜拍得的 像，也仅仅表现为是一些暗星团块，看不到任何由不 太亮恒星产生的平滑光背景，而距离一远，地面望远 镜根本就观测不到了。 这类星系实际上与经典 E 星系 是不同类的系统。
从结构观点来讲，有时候可以把球状星团看成是一 种极低质量的椭圆星系。实际上球状星团所含的恒星 数与一个甚低质量椭圆星系所预期的情况十分类似， 它们的密度轮廓的特征介于巨椭圆星系和矮椭球星系 之间。
2. 形态－密度关系 对55个星系团约6000个星系的大规模形态分层 研究，证实了 f (Sp)的确随团心距的增大而增大， 而透镜星系比例 f (S0)在团中心附近减少，从 团心 距 R＝0.25 Mpc 处的54%减少到 R = 0.075 Mpc 处 的 30 %。有人据此得出的结论是这种与 R 的关系 不是基本关系，星系形态实际上应取决于局部星系 密度，局部星系密度与 f (Sp)和f (S0)的关系，即形 态－密度关系才是基本关系 (见图6-2) 。
A1-A2是两个源的消光值之差，K1-K2是其 K 改正之差。 如天体红移为 z，发射波段为 U、B、V、R，则接 收(观测)波段为 U、B、V、… M 时的红移值由表 6-1 给出，其中各波段均指中心波长。如当红移 z = 1.21 时， V 波段中心波长处发出的光子，接收到的波长为 J 波 段的中心波长。
不规则星系
10
二．其他形态分类法
后人认为哈勃分类法对 E 星系是很合适的，但对 S 星系的分类不完整，而对 Irr 星系的分类则很不合理。 1959年, De Vaucouleurs提出了另一种星系形态分 类方案，对哈勃分类法中的旋涡星系作了进一步的细 分。 Elmegreen等人则按旋臂形态把星系分成12类，其 中1类星系具有杂乱而又不对称的旋臂，12类星系有两 条长而明亮的对称状旋臂。此外还有Yerkes分类法、 DDO分类法等。
考虑星际消光影响后的距离模数为
m M 5 lg r 5 A
(6-2)
如天体退行速度很快，则在某波段（如V ）所接收 到的是比V 波段波长更短光子发出的辐射。因此观测得 到的V 值就不能直接换算为MV，因为MV是静止状态天 体的绝对星等。不过如知道天体光谱的形状，就可推 出V 和MV之间的关系。这时式(6-2)要改写为如下形式
2. 环结构：有环结构的星系记为 r，无环结构 的记为 s，居于两者之间的记为 rs，表示环结构不 显著。 3. 旋臂：De Vaucouleurs 对哈勃音叉右端增加 了Sd、Sm 和 Im三个次型。Sd 与哈勃 Sc 有某种 程度重迭，但又包括属于哈勃IrrI星系的某些更极 端的天体，特征是有弥散状、不连续的旋臂，旋臂 上分布着一些星团和星云，中央核球非常暗淡。
20
3. 次团结构
尽管团星系的投影密度总体上随团心距增大而 减小，但团内往往会呈现局部区域星系投影密度增 高，这就是团的次结构。次团结构对星系形态组成 有多大影响？有的研究表明，形态密度关系主要 不是由小尺度次团结构引起的。对一些团最中央部 分的研究也表明椭圆星系比例与周围星系密度无关。 因此，星系的团中心距是确定星系形态组成的主要 因素。
图6-2 星系的团心距、密度－形态关系
实际上要区分哪一个关系更为基本是极为困难 的，团星系的分布有一定统计规律, 即投影数密度N 是团心距 R 的单调函数。有人发现许多团内在相当 大的团半径范围内有 N∞R-1。后来又发现在小半径 范围内用函数 N∞exp(-R/100kpc) 来描述N-R关系更 为合理。因此如星系形态分布与R 有关, 则也必然与 N 有关, 反之亦然。所以，除非找到某种本质性物理 机制，否则无法明确判定形态半径和形态密度 哪一个是更为基本的关系。
§6.2 光度函数
星系光度函数 Φ(M) 的定义是 Φ(M)dM 为绝对星等 范围在 (M, M+dM) 内的星系数，通常需用下式作归一 化
( M )dM n
(6-1)
式中 n 为每单位体积内星系的总数。因此，Φ(M)dM 表示了绝对星等 (M,M+dM) 范围内星系的数密度。
一．K 改正
一．哈勃分类法
图6-1是星系哈勃分类序列的示意图, 因图的安置犹 如音叉,又称哈勃音叉，从左至右依次为椭圆星系、透 镜星系和旋涡星系，此外还有不规则星系。
图6-1 星系的哈勃分类（哈勃音叉）
1. 椭圆星系（E）
椭圆星系的基本特征是光度分布平滑而无结构，但 椭圆度差异甚大。设星系短长轴之比为 b/a，则用参数 n 10[1 (b / a)]表征星系的椭圆度, 并用字母 En 表示不同 椭圆度的椭圆星系, 其中E0为圆星系,E7为最扁的椭圆星 系。大部分 E 星系是低光度星系，这时用 dE 表示，以 区别于高光度 E 星系，同样可以细分为各 dEn 次类。
25
根据Frei和Gunn 1994年的一项工作有：
K k 2.5 lg(1 z)
式中 z 为星系红移，作者以表列形式给出了k(z) 的 数值。因为只有对近距星系才能取得好的光谱资料， 故近距星系的 K 改正比较可靠，这时有 k ≈ 0 。
第六章 星系与星系团
§6.1 星系的形态分类 §6.2 星系光度函数 §6.3 特殊星系 §6.4 河外星系中的星际介质 §6.5 河外星系中的恒星运动学 §6.6 星系碰撞和星系并合 §6.7 星系团
§6.1 星系的形态分类
天文学上在发现一类新天体后, 随着天体数目 的增加, 最重要的基础性工作之一就是对其进行 分类。自1924年哈勃证实河外星系的存在以来, 随着星系数目的增多, 发现它们形态各异，甚至 可以相差很大。为此人们提出了若干种按形态对 星系进行分类方案，其中应用最广泛的是1936年 哈勃提出的分类方案。
哈勃级
De Vaucouleurs 还引入了星系类型的数字化表述， 即对不同类型的星系赋以某个特定的数字，称为哈勃 级，目的是在某些场合中便于作定量的研究。下表给 出了哈勃级与星系类型的对照表。
哈勃级 T 伏古勒型 哈勃型 -6 -5 -4 E+ -3 S0-2 S00 -1 S0+ 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
形成不同形态的原因之一可能和星系所处 环境有关。如与场星系相比，团星系中的 E 和 S0 星系所占比例要高得多。这种现象又随星系 团而异，有的团中 E 星系比例高达 40%，而有 的团仅为15%。通常用 f (E)表示椭圆星系比例， 在规则星系团中, f (E)值高, 而在不规则团中, f (E)值就低。
De Vaucouleurs 的星系形态分类系统
De Vaucouleurs的星系形态分类方案是哈勃星系形态 序列的某种扩展。在他的分类系统中，星系仍分为椭圆 星系、透镜星系、旋涡星系和不规则星系4大类。对其 中的透镜星系和旋涡星系则按以下3个判据进行分类： 1. 内区的棒结构：无棒结构的记为SA，相当于哈勃 分类中的S，有棒结构的记为SB，与哈勃所用的记号相 同；居于这两者之间的记为SAB，表示棒结构不显著 （弱棒）。相应地，透镜星系分为无棒（SA0）和有棒 （SB0）以及S0三类，其中S0 特指难以确认有棒或无 棒的侧向星系。