이것은 은하의 유형에 관한 시리즈의 첫 번째 게시물입니다. 오늘 우리는 Seyfert Galaxies 에 대해 더 많이 알게 될 것입니다 .
이 은하 유형은 1943 년 Carl K. Seyfert에 의해 처음으로 설명되었으며, 중앙 지역에는 주목할만한 방출 라인이있는 특이한 스펙트럼이 있다고 언급했습니다. 기본적으로, 그것들을 특별하게 만드는 것은 밝기 핵입니다.
은하수와 같은 나선형을 포함한 많은 은하들은 별 때문에 나선형 팔에 방출 성운을 가지고 있습니다. 그러나, 세이퍼트 은하는 매우 밝은 핵을 가지고 있으며, 이는 O 또는 B 별과 관련이없는 대량의 가스를 보여줍니다. 그들의 핵은 활성 은하 핵 (Agn 's)이라고 불린다. 그들은 AGN 은하의 가장 큰 부분을 만들지 만 유일한 것은 아닙니다.
은하는 10 ~ 10 태양열의 질량을 가진 초기형 블랙홀을 가지고 있습니다. 방출 라인이 블랙홀 주변의 Accretion Disk에서 발생했는지 또는 이온화 원뿔의 중앙 엔진에 의해 조명 된 가스 구름에서 발생하는지 여전히 확실하지 않습니다.
그러나 Accretion Disk의 각 부분은 우리 시야에 비해 속도가 다르며 가스가 블랙홀 주위에서 더 빨리 회전할수록 선이 더 넓습니다. 마찬가지로, 조명 디스크 바람은 또한 위치 의존 속도를 갖는다. 1965 년, 도널드 E. Osterbrook은 세이퍼트 은하의 활발한 핵이 미니어처 퀘이사로 생각 될 수 있다는 매우 창의적인 이론을 생각해 냈습니다 (준 사례는 1963 년에 방금 발견되었습니다). 그 이후 로이 아이디어는 많은 인기를 얻지 못했지만 반박되지 않았습니다.
처음에는 타입 1 및 타입 1 세이퍼 트 은하로 분류되었지만 그 이후로 1 형과 제 2 형 은하가 본질적으로 동일하며 관찰 된 각도로 인해 다릅니다. Osterbrook (1981)는 분광 세부 사항에 따라 Seyfert 1 은하의 다음과 같은 서브 클래스를 도입했습니다. 1.5, 1.8 및 1.9.
Seyfert Galaxies뿐만 아니라 퀘이사, 초대형 블랙홀 및 더 많은 천체 물리학 자에 대한 수십 년간의 연구 후에 모든 형태의 AGN은 동일한 종류의 물리적 물체, 중심적인 초강력 대상으로 인해 점점 더 많이 축적되고 더 많은 대량의 대량으로 인해 발생한다고 생각합니다. 시각적 차이는 다른 시야각과 물체에 떨어지는 물질 공급 속도로 인해 발생합니다.
