Galàxia de Seyfert

Les galàxies de Seyfert són un tipus de galàxies amb un nucli que produeix emissió de línia espectral provinent de gas altament ionitzat;^[1] deuen el seu nom a l'astrònom Carl Keenan Seyfert, que va ser el primer a identificar-les el 1943.^[2] Són una subclasse de galàxia activa (AGN), i es pensa que contenen forats negres supermassius.^[1]

Les galàxies de Seyfert es caracteritzen per tenir un nucli extremadament brillant, i espectres que tenen unes línies d'emissió d'hidrogen, heli, nitrogen i oxigen molt brillants. Aquestes línies d'emissió mostren una forta ampliació de Doppler, la qual cosa implica velocitats de 500 a 4.000 km/s, i es creu que s'originen prop d'un disc d'acreció al voltant d'un forat negre central.^[3]

Aquestes línies d'emissió poden provenir de la superfície del mateix disc d'acreció, o poden provenir de núvols de gas il·luminats pel motor central en un con de ionització. La geometria exacta de la regió que emet és difícil de determinar a causa de la pobra resolució. No obstant això, cada part del disc d'acreció té una velocitat relativa diferent segons la nostra línia de visió, i com més ràpid rota al voltant del forat negre, més ampla serà la seva línia d'emissió. De la mateixa manera, un disc il·luminat també té una velocitat que en depèn de la posició.

Les línies espectrals estretes, es pensa que s'originen des de la part exterior dels nucli galàctic actiu en què les velocitats són més baixes, mentre que les línies espectrals amples s'originen més a prop del forat negre. Això vindria confirmat pel fet que les línies estretes no varien de manera detectable, la qual cosa implica que la regió emissora és gran, al contrari que les línies amples, les quals poden variar en un relativament curt espai de temps. El mapatge de reverberació és una tècnica que usa aquesta variabilitat per a intentar determinar la localització i morfologia de la regió emissora.

Les galàxies de Seyfert també mostren una forta emissió en la part de l'espectre electromagnètic de ràdio, infraroig, ultraviolat i de raigs X. L'emissió de ràdio, es pensa que és emissió sincrotró del jet. L'emissió infraroja és deguda a la radiació en altres bandes, reprocessada per la pols propera al nucli. El fotons de més alta energia, es pensa que s'han creat per la dispersió inversa de compton en una corona d'alta temperatura prop del forat negre.

Les galàxies de Seyfert van ser classificades com a tipus 1 i 2, depenent de l'espectre que mostraven: si mostraven línies d'emissió ampla i estreta, eren anomenades de tipus 1 i si només mostraven d'estretes de tipus 2. Actualment, se'ls dona una classificació fraccionària depenent de la força relativa dels components estrets i amples (per exemple, tipus 1.5 o tipus 1.9).^[3] Els components estrets i amples, es pensa que s'originen en el disc d'acreció, però en el tipus Seyfert 2 es pensa que el component ample es veu enfosquit per la pols o per l'angle amb el qual veiem la galàxia. En alguns tipus de Seyfert 2, el component ample es pot veure en llum polaritzada; es pensa que la llum de les regions de línia espectral ampla es troba dispersada per un halo gasós calent que envolta el nucli, permetent-nos-en una visió indirecta. Aquest efecte va ser descobert per Antonucci i Miller en la galàxia Seyfert 2 NGC 1068.

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Galàxia de Seyfert

• Galàxia del Compàs.

• Galàxies de Seyfert (anglès).