은하의 분류(타원 은하, 나선 은하, 불규칙 은하)편집자 확인

에드윈 허블은 1926년 발표한 논문에서 관측된 은하들을 체계적으로 분류하는 허블 분류 체계를 제안했다. 이 체계는 은하의 시각적 형태에 기반하여 타원 은하, 나선 은하, 렌즈형 은하로 크게 구분했으며, 이들 사이의 형태적 연속성을 강조했다. 허블은 이를 도식화하여 허블 순차도라는 고전적인 쟁기 모양의 도표로 표현했다.

허블 분류 체계의 주요 범주는 다음과 같다.

이 체계에서 타원 은하는 편평도에 따라 E0(구형)부터 E7(가장 납작한 타원체)까지 숫자로 분류되었다. 나선 은하는 중심의 팽대부 크기와 나선팔의 감김 정도에 따라 Sa(팽대부 크고 팔이 꽉 감김)에서 Sc(팽대부 작고 팔이 느슨함)로 구분되었다. 또한, 중심에 막대 구조가 있는지 여부에 따라 보통 나선 은하(S)와 막대 나선 은하(SB)로 나뉘었다. 렌즈형 은하는 타원 은하와 나선 은하의 중간 형태로 분류되었다.

허블은 초기에는 이 순차가 은하의 진화적 순서를 나타낸다고 생각했으나[2], 이는 후속 연구에 의해 사실이 아닌 것으로 판명되었다. 그러나 형태에 따른 이 분류법은 직관적이고 사용하기 쉬워 현대 천문학에서도 여전히 은하를 기술하는 기본적인 도구로 널리 사용된다.

에드윈 허블이 제안한 허블 분류 체계는 이후 관측 기술의 발전과 더 많은 은하 자료의 축적을 통해 보완과 확장을 거쳤다. 특히 제라르 드 보클레르는 1959년 허블의 나선 은하 분류를 확장한 드 보클레르 분류 체계를 제안하여, 나선 은하의 팔이 얼마나 느슨하게 감겨 있는지에 따라 a, b, c, d, m의 세분화된 등급을 부여했다. 이 체계는 허블 분류의 Sa, Sb, Sc를 더 세분화하는 한편, 불규칙 은하에 가까운 형태를 Sm과 Im으로 구분했다.

1960년대부터 본격화된 전파 및 적외선, X선 관측은 은하의 분류에 새로운 차원을 더했다. 형태만이 아닌 은하의 물리적 상태, 예를 들어 별 생성률, 활동 은하핵(AGN)의 유무, 전파 은하의 제트 분출 현상 등을 분류 기준으로 삼게 되었다. 시드니 판 데르 베르흐는 1976년 판 데르 베르흐 분류 체계를 도입하여, 은하의 형태와 함께 표면 밝기를 D(저표면밝기)부터 A(고표면밝기)까지의 등급으로 결합했다.

20세기 후반부터는 대규모 디지털 탐사 사업(예: 슬로언 디지털 스카이 서베이(SDSS))으로 수백만 개의 은하 영상과 분광 데이터가 얻어지면서, 자동화된 형태 분류와 기계 학습 기반 분류법이 활발히 연구되고 있다. 또한, Λ-CDM 모형 하에서의 은하 형성과 진화 시뮬레이션은 관측된 형태 분포를 이론적으로 이해하고 예측하는 데 중요한 도구가 되었다. 이로써 현대의 은하 분류는 단순한 형태학을 넘어, 은하의 물리적 특성과 진화 역사를 반영하는 다차원적인 체계로 발전하고 있다.

타원 은하는 이름 그대로 타원형 또는 구형에 가까운 외관을 보인다. 이들은 뚜렷한 내부 구조나 나선팔이 없으며, 매끄럽고 흐릿한 빛의 분포를 가진다. 표면 밝기는 중심에서 가장 밝고 외곽으로 갈수록 점진적으로 감소하는 특징을 보인다.

이들의 형태는 타원률에 따라 분류되며, E0(구형에 가까움)부터 E7(매우 길쭉함)까지의 범위를 가진다. 타원률은 단순히 관측된 모양을 기준으로 하며, 실제 3차원 구조가 반드시 편평한 원반형일 필요는 없다. 많은 타원 은하가 실제로는 3차원적으로 구형 또는 타원체에 가까운 구조를 가질 수 있다.

타원 은하의 구성 성분은 주로 늙은 별과 구상 성단으로 이루어져 있어 전체적으로 붉은 색조를 띤다. 젊고 푸른 별을 만들어내는 성간 물질과 분자 구름이 매우 적거나 거의 존재하지 않아, 현재 활발한 별 형성 활동은 일어나지 않는 것으로 알려져 있다. 그들의 모양은 별들의 무작위적인 궤도 운동에 의해 유지된다.

타원 은하는 허블 분류 체계에서 타원률에 따라 E0부터 E7까지 분류된다. 이 숫자는 타원 은하의 단면이 얼마나 찌그러져 보이는지를 나타내며, 공식적으로는 10배의 타원률을 의미한다. 즉, E0은 완전한 구형에 가까운 은하이고, E7은 매우 길쭉한 타원체 모양을 가진 은하이다.

분류는 관측된 겉보기 형태에 기반하며, 실제 3차원 구조가 반드시 편평한 원반형일 필요는 없다. 예를 들어, E7로 분류된 은하도 우리 시선 방향에 따라 길게 보이는 구형일 수 있다. 타원률 'n'은 (a-b)/a * 10의 공식으로 계산되며, 여기서 a는 장축, b는 단축의 길이이다. 따라서 E0은 타원률이 0, E5는 0.5, E7은 0.7에 해당한다.

이 분류는 질량, 크기, 광도와는 직접적인 연관성이 없다. 작고 어두운 왜소 타원 은하부터 거대하고 밝은 거대 타원 은하까지 모든 크기의 타원 은하에 동일한 E0-E7 체계가 적용된다. 분류는 주로 중심부의 등광도 곡선을 따라 측정되며, 은하의 전체적인 외관을 기술하는 데 사용된다.

타원 은하는 주로 늙은 항성인 종족 II 항성으로 구성되어 있다. 이들은 금속 함량이 낮고, 질량이 작은 적색 거성이나 주계열성이 대부분을 차지한다. 젊고 뜨거운 청색 거성이나 활발한 항성 형성 영역은 거의 관찰되지 않는다. 성간 물질, 특히 분자 구름과 같은 성간매질도 매우 희박하여 새로운 별이 태어나기 어려운 환경이다.

타원 은하의 진화 경로는 주로 은하 병합과 은하 충돌에 의해 주도된다. 두 개 이상의 나선 은하가 충돌하고 합병하면, 그 과정에서 강한 조석력이 작용하여 원반 구조가 파괴되고, 가스 구름이 빠르게 소모되어 별이 폭발적으로 생성된다. 이렇게 형성된 별들의 궤도는 무작위화되어 구형에 가까운 구조를 이루게 되며, 결과적으로 타원 은하가 탄생한다. 이러한 과정을 통해 거대한 타원 은하는 은하단의 중심부와 같은 고밀도 지역에서 주로 발견된다.

진화의 후반부에는 성간매질의 고갈로 인해 항성 형성 활동이 거의 정지된 정적인 상태에 이른다. 이후 은하는 주로 항성 진화에 따라 서서히 진화하게 되는데, 대질량 별들은 먼저 초신성 폭발을 일으키고, 남은 별들은 점차 에너지를 소진하며 빛을 잃어간다. 이론적으로는 매우 오랜 시간이 지나면 모든 별들이 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 잔해로 변하거나 은하 밖으로 탈출하여 은하가 소멸할 것으로 예측된다.

일반 나선 은하는 막대 구조가 없는 중심 팽대부와 그를 둘러싼 나선팔을 가진 원반 구조로 정의된다. 에드윈 허블의 허블 분류 체계에 따라 나선팔의 감김 정도와 팽대부의 상대적 크기에 따라 Sa, Sb, Sc의 세 하위 유형으로 세분된다.

Sa형은 팽대부가 크고 뚜렷하며, 나선팔이 팽대부에 조밀하게 감겨 있어 구조가 가장 조밀하고 덜 풀어져 보인다. 반면 Sc형은 팽대부가 작고, 나선팔이 크게 풀려 있으며 구조가 느슨하고 더 잘 분해되어 보인다. Sb형은 이 두 극단의 중간적 특성을 보인다. 이 분류는 형태적 특성과 물리적 특성 간의 상관관계를 반영하는데, 일반적으로 Sa에서 Sc로 갈수록 팽대부의 질량 비중은 감소하고, 성간 가스와 먼지의 비율은 증가하며, 항성 형성 활동은 더 활발해지는 경향이 있다.

이 분류는 관측된 형태에 기반하지만, 은하의 진화 단계와 깊은 연관성을 시사한다. Sc형 은하는 상대적으로 젊고 활발한 항성을 많이 포함하는 반면, Sa형 은하는 더 오래되고 진화한 항성 인구를 주로 갖는 경우가 많다. 우리 은하인 태양계가 속한 은하수는 일반적으로 Sb 또는 Sbc형[4]으로 분류된다.

막대 나선 은하는 중심부에 뚜렷한 막대 모양의 구조를 가진 나선 은하이다. 이 막대는 별과 가스로 이루어져 있으며, 나선팔은 보통 이 막대의 양 끝에서 시작된다. 에드윈 허블의 분류 체계에서 이들은 SB(S barred)로 표기되며, 막대의 뚜렷함과 나선팔의 감김 정도에 따라 SBa, SBb, SBc의 세 하위 유형으로 나뉜다.

막대 구조는 은하의 역학에 중요한 역할을 한다. 이 구조는 은하 내부의 가스와 먼지를 중심 영역으로 유도하여 항성 형성을 촉진하는 통로 역할을 한다는 이론이 있다. 또한, 막대는 은하의 회전을 안정화시키는 역할을 할 수 있으며, 일부 모델에서는 일시적인 현상이 아니라 수십억 년 동안 지속되는 비교적 안정적인 구조로 본다.

우리 은하수도 막대 나선 은하에 속한다는 관측 증거가 강하다. 많은 근처 은하들이 막대 구조를 보여주며, 일부 연구에 따르면 현대 우주의 나선 은하 중 약 3분의 2가 막대를 가지고 있다[5]. 막대의 형성 원인은 아직 완전히 밝혀지지 않았으나, 은하 원반의 중력적 불안정성이나 다른 은하와의 상호작용이 원인으로 제시된다.

나선 은하는 중심의 팽대부, 주변의 얇은 원반, 그리고 원반 내에서 뻗어 나온 나선팔이라는 뚜렷한 구조적 구성 요소를 가진다.

원반은 주로 젊은 항성, 성간 가스, 먼지로 구성되며, 비교적 평평하고 회전 운동이 두드러진다. 이 원반 구조 안에서 나선팔이 나타나는데, 팔은 성간 물질이 밀집되어 있어 새로운 별이 활발하게 탄생하는 항성생성의 장소이다. 나선팔의 존재는 은하의 회전과 관련된 밀도파 이론으로 설명된다[6]. 팽대부는 은하의 중심부에 위치한 구상 또는 타원체 모양의 구조로, 원반보다 훨씬 오래된 종족 II 항성들이 밀집해 있으며, 일반적으로 먼지가 적다.

이 세 구조의 상대적 비율은 허블 분류에서 나선 은하의 세부 유형(예: Sa, Sb, Sc)을 결정하는 주요 기준이 된다. 일반적으로 Sa형에 가까울수록 팽대부가 크고 잘 발달된 반면 나선팔은 꽉 조여 있으며, Sc형에 가까울수록 팽대부는 작고 나선팔은 느슨하게 휘어져 있다. 막대 나선 은하(SBa, SBb, SBc)의 경우, 팽대부 대신 중심에 직선형의 막대 구조가 존재하며, 나선팔은 이 막대의 양 끝에서부터 뻗어 나온다.

렌즈형 은하는 에드윈 허블이 제안한 허블 분류 체계에서 타원 은하와 나선 은하 사이의 과도기적 위치를 차지한다. 이들은 허블 순차에서 'S0' 또는 'SB0'으로 표기되며, 'S'는 나선을, 'SB'는 막대 나선을 의미하는 반면, 숫자 '0'은 뚜렷한 나선팔 구조가 없음을 나타낸다. 따라서 S0는 일반 렌즈형 은하를, SB0는 막대 구조를 가진 렌즈형 은하를 지칭한다.

이들의 형태적 특성은 타원 은하와 나선 은하의 특징을 혼합하고 있다. 타원 은하와 마찬가지로 뚜렷한 나선팔이나 내부 구조가 없으며, 별과 가스의 분포가 매끄럽고 대칭적이다. 그러나 나선 은하처럼 뚜렷한 별 원반과 중심 팽대부를 가지고 있다는 점에서 타원 은하와 구별된다. 별 원반은 얇고 평평한 형태를 보이지만, 나선 은하의 원반에 비해 성간 물질, 특히 별 형성에 필요한 차가운 분자 구름이 매우 적다.

분류상의 위치는 그 진화적 의미에 대한 논의를 불러일으켰다. 초기에는 나선 은하가 성간 매질을 모두 소모하거나 상호작용을 통해 팔 구조를 잃으면서 렌즈형 은하로 진화하는 중간 단계일 가능성이 제기되었다. 현대 연구에서는 이들이 다양한 경로를 통해 형성될 수 있음이 밝혀졌다. 예를 들어, 은하 병합이나 은하단 내부와 같은 고밀도 환경에서 나선 은하의 가스가 급격히 제거되거나 소모되면(S0) 팔 구조가 사라지고 정지된 상태의 렌즈형 은하가 될 수 있다[8]. 반면, SB0의 경우 중심 막대 구조가 가스의 흐름을 방해하거나 재분배하여 나선팔 형성을 억제하는 역할을 할 수도 있다.

따라서 허블 분류 체계에서 S0와 SB0는 단순한 형태학적 구분을 넘어, 은하의 동역학적 상태와 환경적 영향을 반영하는 중요한 분류군으로 인식된다.

렌즈형 은하는 타원 은하와 나선 은하의 중간적 형태를 보이는 은하로, 뚜렷한 나선팔 구조는 없지만 중심의 팽대부와 잘 발달된 원반 구조를 가지고 있다. 이 원반은 별과 가스로 구성되어 있으며, 시선 방향에 따라 얇은 원반 형태로 관측된다. 그러나 나선 은하와 달리 별 형성에 필요한 차가운 분자 구름이 거의 없거나 매우 적어, 현재 활발한 별 형성 활동이 일어나지 않는 것이 특징이다.

이들의 형태는 분류 기호 S0 또는 SB0로 표시되며, 중심에 막대 구조가 없는 일반 렌즈형 은하(S0)와 막대 구조가 있는 막대 렌즈형 은하(SB0)로 나뉜다. 허블 순차에서 이들은 타원 은하(E)와 일반 나선 은하(Sa) 또는 막대 나선 은하(SBa) 사이에 위치한다.

이러한 특성은 렌즈형 은하가 한때 가스를 많이 보유한 나선 은하였으나, 은하 내부 과정이나 환경적 상호작용으로 인해 가스를 소진하거나 제거당해 별 형성이 정지된 상태로 진화했을 가능성을 시사한다[9]. 따라서 이들은 은하의 생애 주기에서 한 단계를 보여주는 중요한 천체로 간주된다.

불규칙 은하는 뚜렷한 구조적 질서를 보이지 않는 은하로, 크게 Irr I형과 Irr II형으로 나뉜다. 이 분류는 1926년 에드윈 허블이 제안한 초기 체계에 기반하지만, 이후 관측 기술의 발전에 따라 그 특성이 더욱 명확히 규명되었다.

Irr I형 불규칙 은하는 나선 은하와 유사한 구성 성분을 가지지만, 나선팔 구조가 명확하지 않거나 전혀 없는 것이 특징이다. 이들은 종종 풍부한 성간 가스와 먼지, 그리고 활발한 항성 형성 영역을 포함한다. 젊고 푸른 거성과 개방 성단이 많이 관측되며, 대마젤란 은하가 대표적인 예이다. 이들의 불규칙한 형태는 강한 중력적 상호작용, 예를 들어 다른 은하와의 조석력에 의한 왜곡이나 미완성의 나선 구조로 인해 발생한 것으로 여겨진다.

반면, Irr II형 불규칙 은하는 더욱 특이한 형태를 보인다. 이들은 심하게 뒤틀리거나 찢어진 듯한 모양을 가지며, 내부 구조에 명백한 대칭성이 없다. 그 형태는 강력한 은하 충돌이나 매우 가까운 은하 병합과 같은 격변적인 사건의 결과로 추정된다. Irr I형과 달리, Irr II형은 항성 형성 활동이 극도로 활발하거나, 반대로 매우 억제된 상태일 수 있다. 고리 은하나 심하게 교란된 은하들이 이 범주에 포함될 수 있다[10].

현대 천문학에서는 이 전통적인 이분법보다 더 세분화된 체계를 사용하기도 한다. 예를 들어, 왜소 불규칙 은하는 질량이 작고 금속 함량이 낮은 Irr I형에 가깝지만 별도의 유형으로 취급된다. 또한, 매우 활동적인 별 생성 은하는 형태가 불규칙할 경우 Irr II형으로 분류될 수 있다.

불규칙 은하의 형성은 주로 다른 은하와의 중력 상호작용이나 병합 과정과 밀접한 연관이 있습니다. 이러한 강한 상호작용은 은하의 구조를 뒤틀어 원래의 규칙적인 형태(예: 나선 팔)를 파괴하고, 별 형성 활동을 격렬하게 촉발시킵니다. 특히 가까이 지나가는 은하의 조석력에 의해 은하의 모양이 일그러지는 현상이 흔히 관측됩니다. 또한, 완전한 은하 병합의 초기 단계나 최종 단계에서도 불규칙한 형태가 나타납니다.

불규칙 은하의 주요 특징은 높은 수준의 별 형성률과 풍부한 성간 가스 및 먼지를 포함한다는 점입니다. 이들은 종종 젊은 푸른 별과 전리수소영역(H II 영역)으로 가득 차 있어, 전체적으로 푸르고 밝게 보이는 경우가 많습니다. 질량과 크기는 다양하지만, 일반적으로 큰 타원 은하나 나선 은하에 비해 질량이 작은 편입니다. 구성 면에서는 대부분 왜소 은하에 속하며, 명확한 중심 팽대부나 회전 대칭 구조를 찾기 어렵습니다.

이러한 격렬한 별 형성 활동은 풍부한 가스 매장량에 기인하지만, 동시에 가스를 빠르게 소모하게 만듭니다. 따라서 많은 불규칙 은하는 진화 과정에서 일시적인 단계에 머물러 있을 가능성이 높습니다. 시간이 지나면서 가스가 고갈되고 별 형성이 침체되면, 더욱 안정된 구조를 갖춘 다른 형태의 은하로 진화하거나, 더 큰 은하에 흡수될 수 있습니다.

형태학적 분류는 은하의 외관, 특히 광학 영역에서 관측되는 모양과 구조에 기초하여 체계를 구축한다. 이 방법의 핵심은 허블 분류 체계이며, 타원 은하, 나선 은하, 렌즈형 은하, 불규칙 은하라는 주요 계열을 정의한다. 각 계열은 다시 세부 유형으로 나뉘는데, 예를 들어 타원 은하는 편평도에 따라 E0(구형)부터 E7(매우 납작한 타원형)까지 분류된다. 나선 은하는 중심 팽대부의 크기와 나선팔의 감김 정도에 따라 Sa(팽대부 크고 팔이 꽉 감김)에서 Sc(팽대부 작고 팔이 느슨함)로 구분된다. 또한 중심에 막대 구조가 있는지 여부에 따라 일반 나선(S)과 막대 나선(SB)으로 나누어진다.

분류 작업은 주로 가시광선 파장대에서 촬영된 사진건판 또는 디지털 이미지를 시각적으로 검사하여 수행된다. 분류자는 은하의 대칭성, 원반과 팽대부의 상대적 비율, 나선팔의 뚜렷한 정도, 먼지 띠의 분포와 같은 형태적 특징을 평가한다. 이 과정은 주관적 요소가 개입될 수 있어, 경험 많은 관측자들이 일관된 기준을 적용하려고 노력한다. 역사적으로 이 분류는 에드윈 허블이 20세기 초에 체계화했으며, 이후 제라르 드 보클레르와 앨런 샌디지 등에 의해 수정과 확장이 이루어졌다.

이 분류법은 관측이 비교적 용이하고 은하의 전체적인 구조를 직관적으로 보여준다는 장점이 있다. 또한 형태와 은하의 물리적 상태(예: 별 생성 활동, 구성 성분) 사이에 상관관계가 존재한다는 점에서 천문학적 의의를 지닌다. 예를 들어, 타원 은하는 주로 늙은 별로 구성되어 있고 별 생성 활동이 미약한 반면, Sc형 나선 은하나 불규칙 은하는 젊은 푸른 별과 별 생성 영역이 풍부하다. 그러나 이 방법은 은하를 2차원으로만 투영하여 보기 때문에 방향에 따른 왜곡(은하를 세로로 또는 옆으로 보고 있는지)의 영향을 받으며, 동적이거나 복잡한 내부 구조를 충분히 반영하지 못하는 한계도 있다.

관측 기술의 발전은 은하 분류의 정밀도와 범위를 획기적으로 확장시켰다. 초기 분류는 주로 가시광선 대역의 사진 건판 관측에 의존했으나, 현대 천문학은 전자기파 스펙트럼의 다양한 영역을 활용한다. 예를 들어, 적외선 관측은 먼지에 가려진 은하 중심부의 구조를 드러내며, 전파 관측은 중성수소 가스의 분포를 보여준다. 자외선 관측은 젊고 뜨거운 별의 위치를, 엑스선 관측은 활동성 은하핵이나 초신성 잔해와 같은 고에너지 현상을 연구하는 데 필수적이다.

또한, 디지털 이미징과 분광학의 발전은 정량적 분류를 가능하게 했다. CCD 센서는 높은 감도와 선형성을 바탕으로 은하의 표면밝기 분포를 정밀하게 측정한다. 분광 관측을 통해 얻은 적색편이는 은하의 거리와 후퇴 속도를, 스펙트럼 선은 은하의 화학적 조성, 별의 형성률, 별의 속도 분산 등 물리적 특성을 제공한다. 이 데이터들은 단순한 형태 분류를 넘어 은하의 역학적 상태와 진화 단계를 이해하는 기초가 된다.

근래에는 적응광학 기술이 지구 대기의 흐림 효과를 보정하여 지상 망원경의 분해능을 극대화했고, 우주 망원경은 대기 간섭 없이 선명한 영상을 제공한다. 허블 우주 망원경, 제임스 웹 우주 망원경과 같은 차세대 관측 시설은 더 먼고 희미한 은하를 관측함으로써 우주 초기의 은하 형성과 진화 역사를 탐구하며, 분류 체계의 시간적 변화를 연구하는 데 기여한다.

은하 분류 체계는 단순한 형태의 목록을 넘어, 은하의 진화 역사를 이해하는 데 핵심적인 도구 역할을 한다. 초기 허블 분류는 은하의 형태가 일직선적인 진화 순서를 따른다는 '허블의 음향차' 개념을 제시했으나, 이는 현재는 폐기된 가설이다. 현대 천문학에서는 분류 체계를 통해 관측된 다양한 은하의 모양이 서로 다른 형성 조건과 역학적 역사, 그리고 병합과 같은 상호작용의 결과임을 밝혀내고 있다.

예를 들어, 별 형성이 거의 일어나지 않는 타원 은하는 일반적으로 질량이 크며, 두 개 이상의 나선 은하가 합쳐진 결과로 여겨진다. 반면, 뚜렷한 원반과 구조를 가진 나선 은하는 비교적 고립된 환경에서 안정적으로 항성을 형성해 온 것으로 추정된다. 따라서 특정 유형의 은하가 우주에서 차지하는 비율과 그 분포를 조사함으로써, 우주의 장기적인 구조 형성 역사를 재구성할 수 있다.

분류 체계는 적색편이 관측과 결합되어 시간에 따른 은하 진화를 직접 추적하는 데에도 활용된다. 먼 우주의 은하(즉, 과거의 은하)를 관측하여 그 형태를 분류하고, 이를 현재의 근처 은하 분류와 비교하면, 은하가 수십억 년에 걸쳐 그 형태와 성질을 어떻게 변화시켜 왔는지를 연구할 수 있다. 이를 통해 나선 은하의 팔 구조가 어떻게 유지되거나, 병합 사건이 얼마나 빈번하게 일어나 타원 은하를 생성하는지에 대한 이론을 검증한다.

이러한 연구는 궁극적으로 은하의 생애주기, 즉 탄생부터 성장, 상호작용을 거쳐 최종적으로 소진되는 과정에 대한 통합적인 그림을 완성하는 것을 목표로 한다.

은하 분류 체계는 단순한 형태학적 정리가 아니라, 우주의 대규모 구조와 진화를 이해하는 데 핵심적인 도구로 활용된다. 특히, 서로 다른 유형의 은하 분포와 그 특성은 우주론적 모델을 검증하고 우주 거대 구조의 형성 역사를 추적하는 데 중요한 단서를 제공한다.

은하의 형태 분포는 우주 거대 구조 내에서 뚜렷한 패턴을 보인다. 예를 들어, 은하단이나 은하군과 같은 고밀도 환경에서는 타원 은하와 렌즈형 은하의 비율이 압도적으로 높다. 반면, 은하 필라멘트나 보이드와 같은 저밀도 지역에서는 나선 은하와 불규칙 은하가 더 흔하게 관측된다[13]. 이러한 상관관계는 은하의 진화가 단순히 고립된 과정이 아니라, 주변 환경과의 역동적인 상호작용, 즉 은하 병합이나 조석력과 같은 환경 효과에 크게 좌우됨을 시사한다. 따라서 우주 지도에서 은하 유형의 분포를 조사함으로써, 과거부터 현재에 이르는 우주 구조의 진화 역사를 역추적할 수 있다.

또한, 특정 유형의 은하, 특히 일부 타원 은하와 나선 은하의 팽대부에 존재하는 구상 성단은 우주 거리 측정의 표준 촉광 역할을 하기도 한다. 이들의 광도를 측정하여 은하까지의 거리를 추정할 수 있으며, 이를 통해 은하의 후퇴 속도(적색편이)와 결합하면 허블-르메트르 법칙을 정교하게 구체화하는 데 기여한다. 최근 연구에서는 먼 우주의 은하 형태 분포와 그 진화를 정량화하여 암흑 에너지의 성질을 제약하거나, 초기 우주에서 은하 형성 및 병합 역사를 모델링하는 데 은하 분류 체계가 활용되고 있다.