Dies ist eine spezieller Typus sehr heller Galaxien, die in der Astronomie zur Gruppe der Aktiven Galaktischen Kerne (AGN) gezählt werden. Ihre Aktivität ähnelt, wenn auch in einem viel schwächeren Ausmaß, der der Quasare. Seyfert-Galaxien sind nach ihrem Entdecker Carl K. Seyfert benannt, der sie 1943 erstmals beobachtete.

Eigenschaften

Die spektralen Eigenschaften dieser AGN sind neben dem enorm hellen Kern, sehr breite Emissionslinien, die durch den Doppler-Effekt turbulent strömenden Gases entstehen. Seyfert-Galaxien zeigen hohe optische Variabilität auf der Zeitskala von einigen Monaten, Ultraviolett- und Infrarotexzesse, Polarisation durch Synchrotronstrahlung und eine schwache Radioleuchtkraft (radioleise). Ein typisches Röntgenspektrum von Seyfert-Galaxien wird im Web-Artikel Röntgenlinien – Sendboten von Loch und Scheibe vorgestellt.
Die Wirtsgalaxien der Seyferts sind fast ausschließlich Spiralgalaxien (siehe Hubbletyp). Es sind nur wenige Seyfert-Galaxien ohne Spiralstruktur bekannt. Die Jets der Seyfert-Galaxien sind – im Gegensatz zu den Quasaren und Radiogalaxien – äußerst schwach ausgeprägt. Das passt zu den radioleisen Spektren. Seyfert-Galaxien zählen zu einem schwächeren Repräsentanten der AGN.

Seyfert Typ-1 und Typ-2

Astronomen unterscheiden unter den Seyfert-Galaxien (und auch Quasaren – siehe dort) weitere Unterklassen von Typ 1 bis Typ 2. Ursache für diese Zweiteilung (Dichotomie) ist der unterschiedliche Blickwinkel des Beobachters auf die Scheibe um den AGN. Blickt der Beobachter von oben auf die Scheibe (kleine Neigungen oder Inklinationen), sieht er das Zentrum des AGN. Das entspricht Typ 1. Der großskalige Staubtorus verhüllt bei hohen Inklinationen eine (optische) Sicht ins Innere des AGN – das entspricht gerade Typ 2.
Astronomen wissen sich bei der Typ-2-Orientierung zu helfen, um dennoch einen Blick ins Innere des AGN riskieren zu können. Da der Absorptionskoeffizient mit der Strahlungsfrequenz zur negativen dritten Potenz abfällt, ist das Innere z.B. mittels harter Röntgenstrahlung astronomisch beobachtbar. Diese Strahlung kommt vor allem direkt aus dem Zentrum der aktiven Galaxie.
Typ 2 ist – bedingt durch Streueffekte im Staubtorus – im Radio und Infrarot heller als Typ 1. Die Inklination bestimmen Astronomen zum Beispiel anhand der Breite und Form der Emissionslinie von Eisen. Diese Spektrallinie liegt bei einer Ruheenergie von 6.4 keV, also im Bereich der Röntgenstrahlung. Die unterschiedlichen Ansichten auf eine Seyfert-Galaxie fasst diese verlinkte Illustration zusammen: 2D-Schnitt durch Seyfert-Galaxie.

typische Seyfert-Galaxien

• Bekanntester Vertreter ist die mit 8.9 Magnituden hellste Seyfert-Galaxie NGC 1068 (M 77) im Sternbild Walfisch (Cetus). Sie ist etwa 55 Millionen Lichtjahre entfernt.
• Ebenfalls sehr hell ist NGC 4151 in den Jagdhunden (Canes Venatici) mit 11.^m6.
• NGC 1275 ist die stärkste extragalaktische Röntgenquelle und entspricht den QuellenPerseus X-1 bzw. Perseus A.
• Das Beobachtungsfoto oben zeigt die Circinus-Galaxie, eine Seyfert-Galaxie vom Typ-2, die im Jahr 1999 mit dem Weltraumteleskop Hubble fotografiert wurde (Credit: Wilson et al., HST/NASA 2000). Circinus ist etwa 4 Mpc entfernt. Im Foto erkennt man viel Staub, der durch Extinktion schwarze Strukturen hervorruft. Im oberen Teil des Bild sieht man violett leuchtendes Gas, das aus dem Zentrum der Galaxie heraus getrieben wird.
• Ein sehr intensiv studiertes Objekt ist die Seyfert-Galaxie MCG-6-30-15 vom Seyfert-Typ 1 hat. Die Röntgenobservatorien ASCA, XMM-Newton und inzwischen auch SUZAKU haben viele Daten von MCG-6-30-15 geliefert, die uns viel über die Aktivität und Variabilität von AGN verraten. Insbesondere wurden intensiv die Akkretionsphysik und das supermassereiche Schwarze Loch in MCG-6-30-15 untersucht. 1995 gab es in dieser Quelle erstmals Hinweise auf ein rotierendes Kerr-Loch (Tanaka et al., Nature 1995).