Seyfert galaksileri, ilk olarak 1943 yılında Amerikalı astronom Carl Seyfert tarafından tanımlanan, normal bir sarmal galaksi görünümüne sahip olmalarına rağmen merkezlerinde kuasar benzeri yüksek yüzey parlaklığı barındıran gök cisimleridir^【1】 . Aktif galaktik çekirdeklerin (AGN) en yaygın ve en düşük enerjiye sahip sınıfını oluşturan bu galaksilerin ayırt edici temel özelliği, çekirdeklerinden kaynaklanan güçlü ve yüksek iyonizasyonlu emisyon çizgileridir^【2】 . Görünür ışıkta incelendiğinde genellikle merkezinde bir yıldız varmış gibi görünen normal galaksilere benzerler; ancak kızılötesi dalga boyunda önemli miktarda ışınım yayarlar ve bazıları X ışını emisyonu da gösterir^【3】. Seyfert galaksileri, merkezlerindeki aktif çekirdeğe rağmen ev sahibi galaksinin açıkça tespit edilebilmesi özelliği ile kuasarlardan ayrılır^【4】.

Sınıflandırma ve Spektral Özellikler

Seyfert galaksilerinin sınıflandırılması, çekirdek spektrumlarındaki emisyon çizgilerinin özelliklerine dayanmaktadır^【5】. Khachikian ve Weedman (1974), bu galaksileri emisyon çizgilerinin genişliğine ve yapısına göre Tip I ve Tip II olmak üzere iki ana sınıfa ayırmıştır^【6】  . Bu iki sınıf arasındaki farkın kökeni tam olarak bilinmemekle birlikte, birleşim (unification) teorisine göre bu durumun bakış açısı farklılıklarından veya merkezdeki yoğun gazın (torus) gözlemciye göre konumundan kaynaklanabileceği düşünülmektedir^【7】 .

Tip I ve Tip II Seyfert Galaksileri

Tip I Seyfert Galaksisi:

Tip 1 Seyfert galaksilerinin spektrumlarında, birbirinin üzerine binmiş iki farklı emisyon çizgisi seti bulunur^【8】 . Bu tipte, izinli çizgiler oldukça geniştir ve saniyede 10.000 km’ye varan hızlara karşılık gelen genişliklere sahiptir^【9】  . Bu geniş çizgiler, yüksek yoğunluklu gazların varlığına ve çekirdek etrafındaki hızlı harekete işaret eder^【10】 . Buna karşılık, yasaklanmış çizgiler (örneğin [OIII]) daha dardır^【11】 .

Tip II Seyfert Galaksisi:

Tip 2 Seyfert galaksilerinde ise geniş emisyon çizgileri görülmez; hem izinli hem de yasaklanmış çizgiler dar yapıdadır^【12】  . Tip II spektrumlarındaki bu özellikler, çekirdek etrafındaki hareketin daha yavaş olduğu veya geniş çizgilerin yoğun toz bulutları tarafından örtüldüğü şeklinde yorumlanmaktadır^【13】.

Ara Sınıflar

Seyfert galaksileri her zaman kesin olarak Tip I veya Tip II şeklinde ayrılmaz; bazı galaksiler her iki tipin özelliklerini de barındıran ara formlar gösterir. Osterbrock (1977, 1981), optik spektrumdaki beta ve alpha çizgilerinin geniş ve dar bileşenlerinin birbirine oranına dayanarak bu galaksileri Seyfert 1.2, 1.5, 1.8 ve 1.9 şeklinde alt sınıflara ayırmıştır^【14】 .

• Seyfert 1.5: Geniş ve dar çizgi bileşenlerinin güçleri birbiriyle karşılaştırılabilir düzeydedir ^【15】.
• Seyfert 1.8: Geniş bileşenler çok zayıftır ancak hem alpha hem de beta çizgilerinde tespit edilebilir^【16】.
• Seyfert 1.9: Geniş bileşen sadece alpha çizgisinde görülürken, daha yüksek dereceli Balmer çizgilerinde (örneğin beta) görülmez^【17】  .

Dar Çizgili Seyfert 1 (NLS1) Galaksileri

Seyfert 1 sınıfının özel bir alt grubu olan Dar Çizgili Seyfert 1 (NLS1) galaksileri, güçlü X ışını kaynaklarıdır. Bu galaksiler, beta çizgisinin geniş, alpha çizgisinin dar olmasıyla Seyfert 1.9 tipine benzerlik gösterse de, güçlü demir (FeII) emisyonları ile diğerlerinden ayrılırlar. NLS1 galaksilerinde, FeII çizgisi ile beta çizgisinin oranı diğer Seyfert galaksilerine göre yaklaşık iki kat daha büyüktür. Ayrıca bu galaksilerin merkezindeki karadeliğin kütlesi diğer Seyfert türlerine göre daha düşüktür ve karadeliğe madde aktarımı Eddington limitine yakın bir hızda gerçekleşir^【18】 .

Morfoloji ve Gözlem

Morfolojik çalışmalar, Seyfert galaksilerinin büyük çoğunluğunun sarmal galaksilerde yer aldığını göstermektedir . Büyük teleskoplarla yapılan gözlemlerde, bu galaksilerin merkezinde normal yıldız ışığını bastıran güçlü bir süreklilik (featureless continuum) gözlenir^【19】 . Özellikle kızılötesi gözlemler, bazı Seyfert galaksilerinin merkezinde simit (donut) şeklinde bir yapının (torus) parlak emisyon yaydığını ortaya koymaktadır. Seyfert galaksileri genellikle düşük radyo ışınım gücüne sahiptir, ancak bazı örneklerinde radyo jetleri de gözlemlenebilmektedir^【20】 .