Galaktyka Seyferta: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
m {{Galaktyki}} |
m Miejscem pochodzenia, nie podchodzenia! XD (literówka) Znaczniki: VisualEditor Z urządzenia mobilnego Z wersji mobilnej (przeglądarkowej) |
||
Linia 4:
Nazwa tego typu galaktyk wywodzi się od [[astronom]]a [[Carl Seyfert|Carla Seyferta]], który badał je obszernie w latach 40. XX w. Galaktyki Seyferta należą do podklasy [[galaktyka aktywna|galaktyk aktywnych]]<ref name="SG">{{Cytuj stronę | url = https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Cambridge/Cambridge1_1.html | tytuł = Seyfert Galaxies | data = 1997 | opublikowany = caltech.edu | język = en | data dostępu = 2016-11-12}}</ref>.
Galaktyki Seyferta charakteryzują się bardzo jasnymi jądrami oraz [[Widmo emisyjne|widmami]], w których występują jasne [[Linie spektralne|linie emisyjne]] [[wodór|wodoru]], [[hel (pierwiastek)|helu]], [[azot]]u i [[tlen]]u. Te linie emisyjne wykazują silne [[efekt Dopplera|przesunięcia dopplerowskie]] (zarówno w kierunku fal krótkich, jak i długich, co powoduje, że linie ulegają poszerzeniu), które wskazują na prędkości rzędu 500 do 4000 km/s i uważa się, że miejscem ich
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]].
|