Seyferto galaktikos pavadintos Karlo Seyferto, kuris pirmą kartą jas aprašė 1943 m., vardu. Šios galaktikos yra vienas iš dviejų pagrindinių aktyviųjų galaktikų tipų; kita didelė grupė yra kvazarai. Seyferto galaktikos turi į kvazarą panašius branduolius: jos yra labai tolimi, šviesūs elektromagnetinės spinduliuotės šaltiniai. Jų labai didelio paviršiaus ryškumo spektrai pasižymi stipriomis, didelės jonizacijos emisijos linijomis. Tačiau kitaip nei kvazarai, jų priimančiosios galaktikos yra aiškiai matomos ir dažniausiai yra spiralinės.

Apibrėžimas ir pagrindinės savybės

Seyferto galaktikos sudaro apie 10 % visų galaktikų ir yra vieni intensyviausiai tiriamų astronomijos objektų. Manoma, kad jas veikia tie patys fizikiniai mechanizmai kaip ir kvazarus, tačiau jos yra arti ir paprastai mažiau šviečia nei kvazarai. Šių galaktikų centruose yra supermasyvios juodosios skylės, kurias supa krintančios medžiagos akreciniai diskai. Manoma, kad akreciniai diskai yra stebimos ultravioletinės spinduliuotės šaltinis, o ultravioletinės spinduliuotės linijos ir absorbcijos linijos yra geriausias būdas analizuoti aplinkinę medžiagą.

  • Spektrinės ypatybės: stiprios emisijos linijos, tiek plataus, tiek siauro profilio — aukštos jonizacijos permities ir uždraustos (forbidden) linijos.
  • Šviesumas: branduolio šviesis dažnai yra toks pat didelis kaip ištisų Mėlynbarzdžio dydžio galaktikų šviesis.
  • Priimančioji galaktika: matomoje šviesoje dauguma Seyferto galaktikų atrodo kaip įprastos spiralinės galaktikos, nors pasitaiko ir elipsinių.
  • Dažnis: sudaro apie 5–10 % vietinių galaktikų populiacijos, priklausomai nuo atrankos kriterijų.

Klasifikacija: Seyfert 1 ir Seyfert 2

Seyferto galaktikos tradiciškai skirstomos į dvi pagrindines klases:

  • Seyfert 1: turi siauresnes ir plačias emisijos linijas (plati komponentė gaunama iš greitai judančių dujų arti juodosios skylės). Matomas ir tiesioginis akrecinio disko, bei blūro platių linijų regiono šviesis.
  • Seyfert 2: rodo tik siauras emisijos linijas; plačių linijų regionas yra uždengtas (pvz., dulkių toriumi), todėl tiesiogiai jo nematome.

Šiuos skirtumus gerai paaiškina vienybės (unification) modelis — skirtumai daugiausia yra dėl geometrinės orientacijos ir apteminimo dulkių toriumi aplink branduolį: stebėtojas, pažvelgęs pro atvirą kampą, mato Seyfert 1 savybes; jei torus blokuoja tiesioginį vaizdą, matome Seyfert 2.

Fiziniai procesai ir kilmės priežastys

Pagrindinis Seyferto aktyvumo šaltinis yra akrecija medžiagos ant centrinės supermasyvios juodosios skylės. Procesai, galintys paskatinti akreciją ir aktyvumą:

  • galaktikų sąveikos ir susijungimai, kurie nukreipia dujas link centro;
  • nepriklausomi vidiniai nestabilumai diske ar spiralinių rankų poveikis;
  • ilgalaikiai lėti dujų pripumpavimo epizodai iš priimančiosios galaktikos disko.

Juodosios skylės masės Seyfertuose paprastai yra tarp ~10^6–10^8 Saulės masių, o išskiriamų spinduliuočių spektrai apima radijo, infraraudoną, optinį, ultravioletinį ir X spinduliuotės diapazonus. Be akrecinio disko, dažnai egzistuoja karšta korona (X spinduliams) bei dulkių-molekulinis torus (infraraudoniesiems bangų ilgiams).

Spektrinės linijos, judesiai ir variabilumas

Seyfertų spektrai pasižymi:

  • Plataisiais leidimais (permitted lines): platūs Hα, Hβ ir kiti leidimai, kurių greičiai atitinka kelis tūkstančius km/s (platusis linijų regionas, BLR).
  • Siauromis linijomis (narrow lines): [O III], [N II] ir panašios forbidden linijos, kurios gaunamos tolimiau esančio siauro linijų regiono (NLR), kur greičiai yra žemesni.
  • Absorbcijos ir išmetamosios srovių ženklai: ypač UV ir X spinduliuotėje randamos absorbcijos linijos parodo išeinančias vėjas ar išmetimo sroves iš branduolio.

Seyferto branduoliai dažnai kinta laiko mastu: optinis ir UV kintamumas gali vykti dienų–mėnesių skalėse (kartais net valandų), o X spinduliuose – greičiau. Šis variabilumas leidžia tiesiogiai įvertinti linijų regionų ir akrecinio disko dydžius (reverberacinė mapavimas).

Multibanginis stebėjimas ir tyrimų priemonės

Seyferto galaktikos tiria daugiafrekvencinė astronomija:

  • Radijas: kai kurios Seyfert galaktikos turi silpnesnius radijo žybsnius arba nedidelius dvišalius džetais;
  • Infraraudonieji: atskleidžia dulkių torus ir žvaigždžių formavimąsi priimančiojoje galaktikoje;
  • Optika ir UV: emisijos bei absorbcijos linijų analizė – pagrindinis metodas tirti BLR/NLR ir aplinką (absorbcijos linijos, spektrai); ultravioletinės linijos dažnai leidžia analizuoti išmetamąsias sroves ir jonizacijos būklę;
  • X spinduliai: atskleidžia karštąją koroną ir tiesioginį akrecijos veiklą;
  • Aukštos erdvės raiškos instrumentai: Hubble kosminis teleskopas, Chandra (X), ALMA (mm/ sub-mm) ir kt. leidžia tyrinėti branduolius ir jų aplinką detalizuotai.

Reikšmė ir dabartinės tyrimų kryptys

Seyferto galaktikos yra svarbios, nes jos yra artimiausi aktyviųjų galaktikų pavyzdžiai ir leidžia išanalizuoti akrecijos procesus prie supermasyvios juodosios skylės išsamiau nei tolimi kvazarai. Dabartiniai tyrimai nagrinėja:

  • kokią įtaką aktyvūs branduoliai daro priimančiai galaktikai (feedback) ir žvaigždžių formavimuisi;
  • BLR geometriją ir dinamiką naudojant reverberacinį žemėlapį;
  • dulkių torus savybes ir orientacijos įtaką stebimam spektrui (unification modelio testavimas);\
  • išmetamųjų srovių vaidmenį medžiagos pašalinime iš galaktikos centro.

Apibendrinant: Seyferto galaktikos yra artimi, aktyvūs branduoliai turintys ryškias emisijos linijas ir daugiabanginę spinduliuotę, kurią sukelia medžiagos akrecija ant centrinės supermasyvios juodosios skylės. Jų tyrimai padeda suprasti aktyviųjų galaktikų fizinius mechanizmus, juodųjų skylių augimą ir jų poveikį aplinkinei galaktikai.