标准星云[11]
在规则星云序列中任何指定阶段的星云都是以完全相同的模式构成的。它们不仅呈现出相似的结构，而且有一个固定不变的平均面亮度。有一些很大很亮，另一些则很小很暗弱；从外观看来，它们很像是处于各个适当距离的单个标准星云。这个结论得自观测事实，即平均来说，总光度完全随长轴直径的平方变化。现在，假如星云是正向的（极轴在视线方向），那么长轴直径的平方就可以量度出一个星云图像的面积。对于此类星云，下述关系式：
光度=常数×（直径）2
显示出了固定不变的平均面亮度。而且，由于星云还算得透明，因此在相同意义上来说，星云的总光度与朝向无关。因而，如果一直都使用投影图像的长轴直径的话，那么不管透视如何，上述关系式大致适用于所有的星云。
这个关系式用天文学单位被表达为
m+5lgd=C;
在这里，m是总视星等，d是视角径，用弧分表示，总和C对处于序列中某一特定阶段的星云来说是常数。利用这一关系式，所有处于某一特定阶段的星云都可以被归算为一个标准视星等，而直径的离散度随后就可以得到分析，或者反之亦然。
在全部星云被归算为某一指定视星等，标准星云在序列的各个不同阶段都被建立起来之后，就会发现星云的直径从球状星云到疏散旋涡星云呈稳定增长（图2)。这一表述是下述说法的另一种表达方式，即C在整个序列中是系统增长的。一旦变化的规律得到确立，那么有可能做到的是，将所有的规则星云（在统计学意义上来说，还有不规则星云）归算为序列中某一指定阶段——比如说归算为交接点的S0,并且将它们作为一个性质相同的个别的类别来加以讨论。这一程序强调了分类的便利性以及重要意义，并且使得定量方法在所有的研究中都可能成为如此必要的方法。
图2 沿类型序列变化的星云直径（m=10)
对于相同视光度的星云，其直径从球状星云到疏散旋涡星云稳定增长。本图显示了视星等为10等的星云（主体的）平均直径（单位为弧分）。水平刻度是任意划定的。
在实际的实践中，会碰到某些困难，直径与光度都是非常任意的量，它们依赖于曝光与测量方法。正是由于这个原因，“主体”这个词已得到使用，意指某个星云在曝光良好的照片上通过简单检视即容易可见的那个部分。通过辛苦的测光方法可以将星云从中勾勒出轮廓的那片区域比星云主体远大得多，主体必须与这片区域区分开来。
直径-光度关系以及C在整个序列中的变化，或许有望从任意一组性质相同的数据中显现出来。不过，数值结果依赖于所使用的特定的数据。比如，最早的研究包括有大约400个星云在内的所根据的是霍勒瑟克(Holetschek)的目视星等，通过对使用大反射镜在快速图版上曝光一小时的照片进行简单检视，主体直径借此被估算出来。通过将这些直径值与亮星云哈佛巡测[12]中所列出的估计照相星等结合考虑，就得到改进的结果，这些结果在表2中给出。这些数据代表了变化的一般模式，但这些数值依据的是某一组特定条件，当其他条件被列入时就需要做出适当的修正。
(a)光谱型[13]
在整个序列中发生系统变化的其他特征是光谱型、颜色以及旋涡星云当中的恒星光度（最亮星的本征光度）的上限。大约150个星云的核区光谱型是已知的。太阳光谱型，即早型G占绝大多数，尽管偶有K或F被发现。在已得到大规模记录的少数光谱中，矮星云特征很明显，因此它们被暂时假定为星云光谱的常规特征。在最广为人知的光谱——M31和M32的核区光谱——中，吸收线的相对强度与在绝对星等约为+4.3等的恒星(dG3)光谱中发现的吸收线相似。此类恒星与太阳极其相似。
表2 直径-光度关系
相对罕见的“恒星”核——有着与行星状星云光谱相似的发射光谱——我们已经提到过了。这些光谱的意义尚不知晓，但由于它们很罕见，所以在这一领域的某一次初步调查中可以被忽略。另一种类型的发射光谱在不规则星云以及疏散旋涡星云的外围区域相当普遍。这些光谱局限于星云内部各自独立的斑片中，而且与银河系中某些弥漫星云状物质（很热的恒星附近的气体云，比如猎户座星云状物质）所产生的光谱相似。这些现象呈现了星云与我们自己的恒星系统之间的众多相似性之一。
如果发射光谱被忽略不计，则星云核的平均光谱型就会在整个分类序列中系统地发生变化，变化范围从早型椭圆星云的G4到疏散旋涡星云的F9或稍早一些的光谱型。由于这种相关性的离散度很小，因此，这个变化范围虽然很小但得到了非常确切的证实。所有可测得的吸收光谱的平均光谱型大致为dG3型。
(b)颜色
光谱型是由吸收线推得的，而不管连续光谱的分布如何。另一方面，颜色代表了连续光谱的分布，而不管吸收线如何。在恒星当中，颜色与光谱型之间存在着一种确切的关系，当其中一个已知时，另一个就可以比较有把握地推出来。与正常关系的偏差被称为颜色短缺(color-deficiencies)或色余(color-excesses)。到目前为止，后者更为常见，尤其是在银河系区域内，而且一般被解释为是由于弥漫的星际物质所造成的选择性吸收。
不过，在星云当中，颜色与光谱型之间的正常关系仅只出现在疏散旋涡星云中。球状星云表现出一种非常显著的色余，达0.3星等，这种色余沿序列减弱，直到在Sc时消失。
尽管这一变化已经得到清楚的证实，但该现象原因未知。（大约80个星云的）颜色是将斯特宾斯及其同事用光电管制作的蓝黄滤光器直接放在威尔逊山的大反射望远镜焦距上而精确测得的。[14]其他方法对另外一些星云的较大变化范围给出了类似的结果，不过精确性稍逊。
色余并未表现出任何明显可见的对银纬或是视星等的依赖。完整的变化只在室女座星团中被观察到（位于纬度+75°）。因此，色余的根源必定要归于星云本身，而非居间弥漫物质的问题，无论是银河系之内还是之外的弥漫物质。星云内部的弥漫物质可能是个原因，但这一见解引起了某些问题，而这些问题尚未得到令人满意的解释。
观测数据总结在表3中，其中，对于分类序列的各个不同阶段均给出了平均光谱型和平均颜色分类（按照巨星的标准），前者是由赫马森完成的，后者是由斯特宾斯完成的。
表3 星云的光谱型与颜色
(c)分解
大量显著的旋涡星云以及不规则星云的照片上都显示有为数众多的结与凝聚物，现在知道它们是单个的恒星以及恒星群。星云中的恒星的证认具有非常重要的意义，因为它直接导致了对距离的确定，这将在第4章中得到非常详尽的描述。这一主题在此被提及，因为讨论“分解成为恒星”要比讨论“分解成为凝聚物”更为简单，意义也更重大。
分解首先出现在较早型的中间型旋涡星云，大约是在Sab前后。由此往后，恒星变得越来越明显。在更早型的星云中无法分解并不必然意味着恒星不存在；它仅仅表明，如果恒星是存在的，那么其中的最亮星要比晚型星云中的最亮星暗弱。因此，这一点并非不可能： 所有星云皆由恒星构成，但是恒星光度的上限在整个分类序列中系统增加，在Sab阶段附近超过可观测下限。
这个假设不可否认的是推测性的，但在邻近的室女座星云团中被观测到的星云和恒星光度中发现了某些支持它的证据。这个星云团是由数百个星云组成致密星云群，在这些星云当中，各种类型都得到呈现（除不规则星云之外）。不同类型星云的平均光度大体上都是相同的，但Sc旋涡星云中的恒星从整体上来说比Sb旋涡星云中的恒星更亮，而在Sa旋涡星云中则根本没有找到恒星。这些数据进一步暗示了，逐渐增长的恒星光度可能补偿了不可分解的星云状物质的逐渐暗弱，从而维持星云总光度相对不变。
恒星和未分解星云状物质的组合照相光度完全不变，这一事实与整个序列中逐渐减小的色余紧密相关。疏散旋涡星云中的最亮星为蓝色星，而且可能是O型超巨星，就像在银河系和麦哲伦云中被观测到的那些一样。西尔斯[15]于1922年发现，疏散旋涡星云的外缘旋臂，也就是分解最明显的区域，比核区更蓝（具有比核区更小的色指数）。当时并未提出有关这一现象的任何解释，但随后当凝聚物被证认为恒星时，颜色效应看来似乎可以归因于蓝色（早型）星。最后，当单个恒星的颜色得到测量并被发现是蓝色星后，这个解释看来得到了证实。由于在椭圆星云中未发现任何颜色的较差分布，因此，颜色随序列的系统减少看来确定无疑是与蓝巨星的渐次演化相关了。
(d)类型的相对频数
最后，星云的相对频数或者说星云数目似乎存在着某种沿分类序列的系统增长。以早型星云为主的大星云团并不符合这一规则。不过，在孤立星云的普遍视场中，在某一限定视星等的星云大样本——这些样本都非常完整且具有代表性——中都发现了逐渐增长的频数。唯一的基本必要条件是，分类必须是由具有一定规模而足以避免选择效应的照片中得到的。此种效应的作用通常会有利于早型星云而舍弃掉稍晚型的星云。
第一个按目前分类制作的第一个表格是根据霍勒瑟克在某一北纬纬度观测到的大约400个星云的名录完成的。根据哈佛的全天亮星云巡测可以得到一个更为全面的概要。表4给出了600个星云的相对频数，这些星云的类型是根据大反射望远镜拍摄的图版估算出来的。沿序列逐渐增长的频数在旋涡星云当中很明显，而方位效应在这里并不严重。
表4 星云类型的相对频数
椭圆星云，除透镜形星云E7之外，不可能被个别处理，因为在投影图像中，真实的形态不可能从方向效应中辨别出来。比方说，一个E0的图像可以代表轴线处于视线方向旋转的任意形状的星云。一般来说，一个En星云的图像可以代表实际椭圆率等于或大于n而方向适当的任意星云。实际椭圆率的频数分布是一个统计学问题，一旦投影椭圆率的分布从观测中获悉，它就可以很容易地得到解决。解决方法涉及星云轴的方向规律，在实践上选择的方法是对随机方向进行合理假定。
这个问题已被很多研究者讨论过，而结果并不完全一致。孤立星云的数据相当不足，在这些星云当中，椭圆星云相对较少见。更大的名录数据可以在星云团中被收集到，在这些星云团中，椭圆星云占绝大多数，但它们的解释因不同星云团之间平均类型的变化而变得复杂了。不过，看来似乎很清楚的是，与透镜形星云系统相比，球状星云相对较为罕见，而数量则沿序列随椭圆率的增加而增加。
有关相对频数的讨论结束了对正在研究中的这些天体的初步检视。秩序已经从表面的混乱中显现出来，进一步研究的计划被大大地简化了。对于星云形态的研究导致了这一结论，即星云与某一单独家族的成员密切相关。它们建立在一个基本模式的基础之上，该模式在某个有限范围内系统变化。星云会自然地归入一个有规律的结构形态序列中，并且会很容易地被归算为序列中的某一标准位置。在这一标准阶段，视大小与视亮度之间的关系正好就是同一个星云从不同距离得到检视时可望被看到的关系。弥散在星云表面特征中非常之小。因此，任何大规模的随机选取的星云集合都应当是合宜的样本。一般而言，对显著天体的详细研究结果都可以被应用到星云上。在一定程度上确信物质是同质的同时，广泛的统计学意义上的研究可以被开展起来了。
[1]Hubble,Extra-Galactic Nebulae，“Mt.WilsonContr.，”No.324;Astrophysical Journal,64,321,1926.又可见Lundmark,APreliminary Classification ofNeubulae，“Upsala Meddelanden(Arkiv for Mat.,Astr.Och Fysik)，”19b,No.8,1926.
[2]该理论的最新论述可见Jeans, Astronomy and Cosmogony (1928)，ⅩⅢ。
[3]见Hubble,Distribution of Lunimosity in Elliptical Nebulae，“Mt.WilsonContr.，”No.398;Astrophysical Journal,71,231,1930;a rediscussion of these data by ten Bruggencate,Zeitschriftfur Astrophysik,1,275,1930;Smith,Some Notes on the Structure ofEllip tical Nebulae，“Mt.Wilson Contr.，”No.524;Astrophysical Journal,82,192,1935.