A Seyfert-galaxisokat Carl Seyfertről nevezték el, aki 1943-ban írta le őket először. Ezek az objektumok az aktív galaxisok (AGN) közé tartoznak: a galaxisok középpontjában egy igen fényes, kompakt mag található, amely az egész spektrumon sugároz. Több évtizedes megfigyelések óta a Seyfert-galaxisok fontos laboratóriumai az aktív magok fizikájának és a csillagászatban a kísérleteknek és elméletek tesztelésének.
Típusok és spektroszkópiai jellemzők
Ezek a galaxisok az aktív galaxisok két fő típusának egyike. A másik nagy csoport a kvazárok. A Seyfert-galaxisok kvazárszerű maggal rendelkeznek: ezek nagyon távoli fényes elektromágneses sugárzási források, de a Seyfertek általában közelebb és kevésbé fényesek, így gazdagalaxisuk jól látható a megfigyelésekben. A spektroszkópiai vizsgálatok során a Seyfertekre jellemző a rendkívül nagy felszíni fényesség és az erős, nagy ionizációjú emissziós vonalakkal rendelkező színképek megjelenése.
Spektrális osztályozásuk alapján megkülönböztetjük a Seyfert 1-es és Seyfert 2-es típusokat. A Seyfert 1-eknél tipikusan mind a széles, nagy sebességű komponenseket mutató engedélyezett vonalak (broad lines), mind a keskeny vonalak láthatók, míg a Seyfert 2-k spektumában csak a keskeny vonalak (narrow lines) dominálnak. Léteznek átmeneti és speciális altípusok is, például a narrow-line Seyfert 1 (NLS1), amelyek különleges, keskeny, de erősen ionizált engedélyezett vonalakat mutatnak.
Fizikai magyarázat és megfigyelési jellemzők
Úgy gondolják, hogy a Seyfert-galaxisok középpontjában szupermasszív fekete lyukak találhatók, amelyeket beeső anyagból álló akkréciós korongok vesznek körül. Az akkréciós korongokból és a forró környezetből származik az erős ultraibolya és röntgen sugárzás: az akkréciós korongok a megfigyelt ultraibolya sugárzás forrásai. Emellett a galaxisok körüli anyag különböző távolságokon lévő régiókban sugároz: a belső, gyors mozgású anyag a széles vonalakat, a távolabbi, lassabban mozgó anyag a keskeny vonalakat adja. Az ultraibolya emissziós és abszorpciós vonalak a legjobb módja a környező anyag elemzésének.
A Seyfertek többsége a rádiótartományban gyengébb (radio-quiet), bár vannak rádióerős példányok is. Sugárzásuk a rádiótól az infravörösön és látható fényen át az ultraibolyáig és röntgen-sugárzásig terjed, így több hullámhosszon végzett megfigyelés szükséges a teljes képhez. A megfigyelt fényesség és variabilitás időskálái — naptól évekig terjedő változások — arra utalnak, hogy a sugárzó régió kompakt, hiszen a gyors változás kis geometriai méretet követel meg.
A látható fényben a legtöbb Seyfert-galaxis normál spirálgalaxisnak tűnik. Más hullámhosszon vizsgálva azonban világossá válik, hogy magjuk fényessége akkora, mint a Tejútrendszer méretű egész galaxisok fényessége. A megfigyelt tulajdonságokból (spektrum, variabilitás, emissziós vonalak szélessége) következtetni lehet a központi fekete lyuk tömegére (gyakran 10^6–10^8 naptömeg körüli értékek) és az akkréció sebességére vagy Eddington-arányára.
A Seyfert-galaxisok tanulmányozása fontos mind az aktív magok fizikai folyamatai (például akkréció, sugárnyomás, kiáramlások, jetek) megértéséhez, mind pedig a galaxisok és központi fekete lyukak egymásra hatásának (feedback) vizsgálatához. Módszertanként a spektroszkópia, a többhullámhosszos megfigyelés és technikák, mint a reverberációs térképezés (reverberation mapping) adják a leghatékonyabb eszközöket a belső régiók fizikájának feltárására.
Összefoglalva: a Seyfert-galaxisok az aktív galaxisok közelibb, viszonylag gyakori és megfigyelésre kedvező formái, amelyek kvazárszerű magjuk és gazdagalaxisuk együttese miatt kulcsfontosságúak az AGN-ek megértésében és az univerzumban zajló energiaátadási folyamatok feltárásában.
