Galaktyka Seyferta: Różnice pomiędzy wersjami

Seyferty zostały początkowo sklasyfikowane jako typ 1 lub 2, 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 znajdującym się w bezpośrednim otoczeniu aktywnego jądra (tzw. torus pyłowy) lub też przez pył galaktyki macierzystej w przypadku dużego kąta, pod jakim obserwujemy galaktykę. W niektórych galaktykach typu 2 szeroki składnik może być obserwowany w [[Polaryzacja fali|świetle spolaryzowanym]], przy czym uważa się, że światło z obszarów o szerokich liniach ulega rozproszeniu przez gorące, gazowe [[Halo galaktyczne|halo]] otaczające jądro, pozwalając zobaczyć je niebezpośrednio. Ten efekt został po raz pierwszy dostrzeżony przez Antonucciego i Millera na galaktyce Seyferta typu 2 [[Messier 77|NGC 1068]].

 

{{Przypisy}}