Galaktyka Seyferta
Z Wikipedii
Galaktyka Seyferta to spiralna bądź nieregularna galaktyka zawierająca niezwykle jasne jądro, którego źródłem jest najprawdopodobniej czarna dziura, która może czasem przebić blaskiem całą otaczającą galaktykę. Emisja światła przez centralne jądro zmienia się w okresie mniejszym niż rok, co oznacza, że obszar emitujący musi mieć średnicę mniejszą niż rok świetlny. Nazwa tego typu galaktyk wywodzi się od astronoma Karla Seyferta, który badał je obszernie w latach 40. XX w. Galaktyki Seyferta należą do podklasy galaktyk aktywnych.
Galaktyki Seyferta charakteryzują się bardzo jasnymi jądrami oraz widmami, w których występują jasne linie emisyjne wodoru, helu, azotu i tlenu. Te linie emisyjne wykazują silne przesunięcia dopplerowskie (zarówno w kierunku fal krótkich jak i długich, co powoduje, że linie ulegają poszerzeniu), które wskazują na prędkości rzędu 500 do 4000 km/s i uważa się, że miejscem ich podchodzenia są rejony dysku akrecyjnego otaczającego centralną czarną dziurę. Każda część dysku ma inną prędkość względem nas i im szybciej gaz rotuje wokół czarnej dziury, tym szersza będzie linia. Uważa się że węższe linie pochodzą z zewnętrznych części dysku, gdzie prędkość obrotowa jest mniejsza, podczas gdy szersze powstają bliżej czarnej dziury. Jest to potwierdzone tym, że nie dokonano detekcji zmian wąskich linii, co wskazuje na to, że obszar emitujący jest duży, w przeciwieństwie do szerokich linii, które mogą podlegać zmianom w relatywnie krótkich odstępach czasu. Galaktyki Seyferta wykazują również silną emisję w zakresie radiowej, podczerwonej, ultrafioletowej oraz X części widma.
Seyferty zostały początkowo sklasyfikowane jako typ I lub II, w zależności od tego czy widma wykazują szerokie i wąskie, czy tylko wąskie linie. Teraz nadaje się im cząstkową klasyfikację (dokładniejszą, z podaniem wartości w przedziale 1-2 z dokładnością do pierwszego miejsca po przecinku), zależącą od względnej siły wąskich i szerokich składników widma (na przykład typ 1,3 lub 1,7). Uważa się że zarówno węższe jak i szersze linie wywodzą się z dysku akrecyjnego lecz w typie 2 galaktyk Seyferta dochodzi do zaniku szerokich składników widma w wyniku ich przesłonięcia pyłem lub w przypadku odpowiedniego kąta pod jakim obserwujemy galaktykę. W niektórych galaktykach typu 2 szeroki składnik może być obserwowany w świetle spolaryzowanym, przy czym uważa się, że światło z obszarów o szerokich liniach ulega rozproszeniu przez gorące, gazowe halo otaczające jądro, pozwalając nam zobaczyć je niebezpośrednio. Ten efekt został po raz pierwszy dostrzeżony przez Antonucciego i Millera na galaktyce Seyferta typu 2 NGC 1068.
