miniatura|A galaxia Circinus, unha galaxia Seyfert tipo II As galaxias Seyfert (ou de Seyfert) son un dos dos maiores grupos de galaxias activas, xunto cos quásares. Teñen un núcleo similar ao dos quásares (fontes brillantes moi luminosas e distantes de radiación electromagnética) cun brillo superficial moi alto, cuxo espectro revela fortes liñas de emisión de alta ionización, pero, a diferenza dos quásares, as súas galaxias hospedadoras son claramente detectables.
As galaxias Seyfert supoñen un 10% de todas as galaxias e son algúns dos obxectos máis intensamente estudados en astronomía, xa que se cre que están alimentadas polo mesmo fenómeno que ocorre nos quásares, aínda que están máis próximas a nós e son menos luminosas que os quásares. Estas galaxias teñen buratos negros supermasivos nos seus centros, que están rodeados por discos de acreción de material que está caendo no burato. Os discos de acreción crese que son a fonte da radiación ultravioleta observada. O exame da emisión ultravioleta e as liñas de absorción proporciona o mellor diagnóstico para saber a composición do material que os rodea.
Vistas con luz visible, a maioría das galaxias Seyfert semellan galaxias espirais normais, pero cando se estudan baixo outras lonxitudes de onda, queda claro que a luminosidade dos seus núcleos é de intensidade comparable á luminosidade dunha galaxia completa do tamaño da Vía Láctea.
As galaxias Seyfert reciben o seu nome por Carl Seyfert, que foi o primeiro que describiu esta clase de galaxias en 1943.
Descubrimento miniatura|NGC 1068 (Messier 77), unha das primeiras galaxias que se clasificaron como galaxia Seyfert
As galaxias Seyfert detectáronas por primeira vez Edward A. Fath e Vesto Slipher en 1908, desde o Observatorio Lick ao examinaren o espectro de obxectos astronómicos que se pensaba que eran "nebulosas espirais". Decatáronse que NGC 1068 mostraba seis liñas de emisión brillantes, que se consideraban pouco habituais, xa que a maioría dos obxectos observados mostraban un espectro de absorción correspondente ás estrelas.
En 1926, Edwin Hubble examinou as liñas de emisión de NGC 1068 e doutras dúas "nebulosas" e clasificounas como obxectos extragalácticos. En 1943, Carl Keenan Seyfert dscubriu máis galaxias similares a NGC 1068 e informou que estas galaxias tiñan núcleos moi brillantes parecidos a estrelas, que producían amplas liñas de emisión. En 1944 detectouse Cygnus A a 160 MHz, e esta detección foi confirmada en 1948 cando se estableceu que era unha fonte discreta. A súa estrutura de dobre radio fíxose aparente co uso da interferometría. En poucos anos, descubríronse outras fontes de radio como os restos de supernovas. Ao final da década de 1950, descubríronse as características máis importantes das galaxias Seyfert, incluíndo que os seus núcleos son extremadamente compactos (< 100 pc, é dicir, "non resoltos"), teñen grandes masas (≈109±1 masas solares), e a duración do pico de emisións nucleares é relativamente curto (>108 anos).
miniatura|NGC 5793 é unha galaxia Seyfert localizada a uns 150 millóns de anos luz de nós na constelación de Libra.
Nas décadas de 1960 e 1970, leváronse a cabo investigacións para coñecer mellor as propiedades das galaxias Seyfert. Tomáronse algunhas medidas dos tamaños reais dos núcleos Seyfert, e estableceuse que as liñas de emisión de NGC 1068 se orixinaban nunha rexión duns mil anos luz de diámetro. Había discusión sobre se o desprazamento ao vermello das galaxias Seyfert tiña orixe cosmolóxica. As estimacións que confirmaban a distancia das galaxias Seyfert e as súas idades eran limitadas, xa que os seus núcleos variaban en brillo en escalas de tempo de só uns poucos anos; polo que os argumentos referidos á distancia a esas galaxias e a velocidade constante da luz non sempre se podían usar para determinar as súas idades. Na mesma época, os investigadores iniciaran o exame, identificación e catalogación sistemática de galaxias, incluíndo as Seyferts. A inicios de 1967, Benjamin Markarian publicou unha lista que contiña uns centos de galaxias distinguidas polas súas fortes emisións ultravioletas, e as medidas das posicións dalgunhas delas foron melloradas en 1973 por outros investigadores. Nese momento, críase que o 1% das galaxias espirais eran Seyferts. En 1977, atopouse que moi poucas galaxias Seyfert eran elípticas, a maioría delas eran galaxias espirais normais ou barradas. Durante o mesmo período de tempo, fixéranse esforzos para recadar datos espectrofotométricos das galaxias Seyfert. Fíxose obvio que non todos os espectros das galaxias Seyfert eran iguais, polo que tiñan que ser subclasificadas de acordo coas características do seu espectro de emisión. Ideouse unha división simple nos tipos I e II, que dependían da anchura relativa das súas liñas de emisión. Posteriormente sóubose que algúns núcleos Seyfert mostran propiedades intermedias, que serven para subclasificalas nos subtipos 1.2, 1.5, 1.8 e 1.9 (ver Clasificación). Os primeiros exames das galaxias Seyfert estaban nesgados ao teren en conta só os representantes máis brillantes deste grupo. Exames máis recentes que teñen en conta tamén as galaxias con baixa luminosidade e os núcleos Seyfert escurecidos suxiren que o fenómeno Seyfert é en realidade bastante común, e supón o 16% ± 5% das galaxias; mesmo hai varias ducias de galaxias que mostran o fenómeno Seyfert situadas moi preto (≈27 Mpc) da nosa propia galaxia. As galaxias Seyfert forman unha fracción substancial das galaxias que aparecen no catálogo markariano, que é unha lista de galaxias que mostran un exceso de ultravioleta nos seus núcleos.
Características miniatura|Imaxes ópticas e ultravioletas do burato negro no centro de NGC 4151, unha galaxia Seyfert.
Un núcleo galáctico activo é unha rexión compacta no centro dunha galaxia que ten unha luminosidade maior do normal en partes do espectro electromagnético. Unha galaxia que teña un núcleo activo chámase galaxia activa. Os núcleos galácticos activos son as fontes máis luminosas de radiación electromagnética do Universo, e a súa evolución pon restricións aos modelos cosmolóxicos. Dependendo do tipo, a súa luminosidade varía nunha escala de tempo de horas a uns poucos anos. As dúas subclases máis grandes de galaxias activas son os quásares e as galaxias Seyfert, a principal diferenza entre as dúas é a cantidade de radiación que emiten. Nunha galaxia Seyfert típica, a fonte nuclear emite nas lonxitudes de onda visibles unha cantidade de radiación comparable á de todas as estrelas xuntas dunha galaxia, mentres que nun quásar a fonte nuclear é máis brillante que todas as estrelas dunha galaxia en polo menos un factor de 100. As galaxias Seyfert teñen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que están entre 108 e 1011 veces a luminosidade solar. Só un 5% delas son radiobrillantes; as súas emisións son moderadas en raios gamma e brillantes en raios X. Os seus espectros visible e infravermello mostran liñas de emisión moi brillantes de hidróxeno, helio, nitróxeno e oxíxeno. Estas liñas de emisión teñen forte ensanchamento Doppler, o cal implica velocidades de 500 a 4 000 km/s, e crese que se orixinan preto do disco de acreción que rodea o burato negro central.
Luminosidade de Eddington
miniatura|A galaxia activa Markarian 1018 ten un burato negro supermasivo no seu núcleo. Pode calcularse o límite inferior da masa do burato negro central usando a luminosidade de Eddington. Este límite orixínase porque a luz mostra unha presión de radiación. Asume que un burato negro está rodeado por un disco de gas luminoso. Tanto a forza gravitacional atractiva que actúa sobre os pares electrón-ión no disco coma a forza repulsiva exercida pola presión de radiación seguen unha lei do cadrado inverso. Se a forza gravitacional exercida polo burato negro é menor que a forza repulsiva debida á presión de radiación, o disco será expulsado lonxe pola presión de radiación.A forza gravitacional Fgrav do burato negro pode calcularse usando:
onde G é a constante gravitacional, mp é a masa do protón e MBH,r son a masa e o raio do burato negro, respectivamente.
Derivamos a forza de radiación cara ao exterior Frad como se fai para as estrelas asumindo unha simetría esférica:
onde p é o momento, t é o tempo, c é a velocidade da luz, E é a enerxía, σt é a sección transversal de Thomson e L é a luminosidade.
A luminosidade do burato negro debe ser menor que a luminosidade de Eddington LEddington, o cal se dá cando:
onde Msolar é a masa do Sol e Lsolar é a luminosidade solar.
Por tanto, dada a luminosidade observada (que sería menor que a luminosidade de Eddington), pode estimarse un límite inferior aproximado para a masa do burato negro do centro dunha galaxia activa. Esta derivación é unha aproximación moi usada; pero cando se ten en conta a xeometría real do disco de acreción, encóntrase que os resultados poden diferir considerablemente dos valores clásicos.
miniatura|A imaxe mostra un modelo dun núcleo galáctico activo. O burato negro central está rodeado por un disco de acreción, o cal está rodeado por un toro. Móstranse a rexión de liña ancha e a rexión de liña de emisión estreita, así como os chorros que saen do núcleo.
Emisións
As liñas de emisión vistas no espectro das galaxias Seyfert poden proceder da superficie do disco de acreción, ou poden proceder de nubes de gas iluminadas polo motor central nun cono de ionización. A xeometría exacta dunha rexión emisora é difícil de determinar debido a unha pobre resolución do centro galáctico. Porén, cada parte do disco de acreción ten unha diferente velocidade relativa desde a nosa liña visual, e canto máis rápido rota o gas arredor do burato negro, máis ancha será a liña de emisión.
As liñas estreitas crese que se orixinan da parte externa do núcleo galáctico activo, no cal as velocidades son menores, mentres que as liñas anchas se orixinan preto do burato negro. Isto foi confirmado porque as liñas estreitas non varían detectablemente, o cal implica que a rexión emisora é grande, ao contrario que as liñas anchas, que poden variar en escalas de tempo relativamente curtas. O mapa de reverberación é unha técnica que usa esta variabilidade para tratar de determinar a localización e morfoloxía da rexión emisora. Esta técnica mide a estrutura e a cinemática da rexión emisora de liña ancha ao observar os cambios nas liñas emitidas como resposta aos cambios no espectro continuo. O uso do mapa de reverberación require a asunción de que o continuo se orixina nunha soa fonte central. Para 35 AGN, utilizouse o mapa de reverberación para calcular a masa dos buratos negros centrais e o tamaño das rexións de liña ancha.
Nas poucas galaxias Seyfert con emisións altas de radio (radio-intensas) que se observaron, a emisión de radio crese que representa unha emisión sincrotron xerada no chorro. A emisión infravermella é debida a que a radiación noutras bandas está sendo procesada polo po próximo ao núcleo. Os fotóns de maior enerxía crese que se crean por dispersión de Compton inversa por unha coroa de alta temperatura preto do burato negro.
Clasificación miniatura|NGC 1097 é un exemplo de galaxia Seyfert. Un burato negro supermasivo cunha masa de 100 millóns de masas solares está situado no centro da galaxia. A área arredor do burato negro emite grandes cantidades de radiación procedente da materia que cae no burato negro.