Galaktyka Seyferta: Różnice pomiędzy wersjami

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 [[polaryzacja|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 [[Messier 77|NGC 1068]].

 

[[Kategoria:Fizyka galaktyk]]