Seyfert galaksisi - Seyfert galaxy

Pergel Gökadası , bir Tip II Seyfert galaksi

Seyfert gökadaları, kuasarlarla birlikte en büyük iki aktif gökada grubundan biridir . Kuasar benzeri çekirdeklere (çok parlak, uzak ve parlak elektromanyetik radyasyon kaynakları) sahiptirler ve spektrumları güçlü, yüksek iyonizasyon emisyon çizgileri ortaya çıkaran çok yüksek yüzey parlaklıklarına sahiptir , ancak kuasarların aksine, onların ev sahibi gökadaları açıkça tespit edilebilir.

Seyfert gökadaları, tüm gökadaların yaklaşık %10'unu oluşturur ve kuasarlardan daha yakın ve daha az parlak olmalarına rağmen, kuasarlarda meydana gelen aynı fenomenden güç aldıkları düşünüldüğünden astronomide en yoğun çalışılan nesnelerden bazılarıdır. Bu galaksilerin merkezlerinde, içeri doğru düşen malzemeden oluşan yığılma diskleri ile çevrili süper kütleli kara delikler vardır . Toplanma disklerinin, gözlenen ultraviyole radyasyonun kaynağı olduğuna inanılmaktadır. Ultraviyole emisyon ve absorpsiyon çizgileri , çevreleyen malzemenin bileşimi için en iyi teşhisi sağlar.

Görülme görünür ışık , en Seyfert galaksiler, normal gibi görünen sarmal gökadalar , ancak diğer dalga boyları altında çalışılan zaman, ortaya çıkıyor parlaklık onların çekirdeklerinin bütün galaksilerin büyüklüğü parlaklığının karşılaştırılabilir yoğunlukta olduğu Samanyolu'nun .

Seyfert gökadaları, bu sınıfı ilk kez 1943'te tanımlayan Carl Seyfert'in adını almıştır .

keşif

NGC 1068 ( Messier 77 ), sınıflandırılan ilk Seyfert gökadalarından biri

Seyfert galaksiler ilk tarafından 1908 yılında tespit edildi Edward A. Fath ve Vesto Slipher kullanıyorlardı, Lick Gözlemevi bakmak spektrumları arasında astronomik nesnelerin "olduğu düşünülen sarmal bulutsu ". NGC 1068'in altı parlak emisyon çizgisi gösterdiğini fark ettiler; bu, gözlemlenen çoğu nesnenin yıldızlara karşılık gelen bir absorpsiyon tayfı gösterdiği için olağandışı kabul edildi .

1926'da Edwin Hubble , NGC 1068'in emisyon çizgilerine ve bu tür diğer iki "nebula"ya baktı ve onları galaksi dışı nesneler olarak sınıflandırdı . 1943'te Carl Keenan Seyfert , NGC 1068'e benzer daha fazla gökada keşfetti ve bu gökadaların geniş emisyon çizgileri üreten çok parlak yıldız benzeri çekirdeklere sahip olduğunu bildirdi. 1944'te Cygnus A 160 MHz'de tespit edildi ve 1948'de ayrı bir kaynak olduğu tespit edildiğinde tespit doğrulandı. Çift telsiz yapısı interferometri kullanımı ile belirginleşti . Sonraki birkaç yıl içinde, süpernova kalıntıları gibi diğer radyo kaynakları keşfedildi. 1950'lerin sonunda, Seyfert gökadalarının çekirdeklerinin son derece kompakt olması (< 100 adet, yani "çözülmemiş"), yüksek kütleye sahip olması (≈10 9±1 güneş kütlesi) ve Seyfert gökadalarının daha önemli özellikleri keşfedildi. zirve nükleer emisyonların süresi nispeten kısadır (> 10 8 yıl).

NGC 5793 , Terazi takımyıldızında 150 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan bir Seyfert gökadasıdır.

1960'larda ve 1970'lerde Seyfert gökadalarının özelliklerini daha iyi anlamak için araştırmalar yapıldı. Seyfert çekirdeğinin gerçek boyutlarının birkaç doğrudan ölçümü alındı ​​ve NGC 1068'deki emisyon çizgilerinin, bin ışıkyılı çapında bir bölgede üretildiği belirlendi. Seyfert kırmızıya kaymalarının kozmolojik kökenli olup olmadığı konusunda tartışmalar vardı. Seyfert gökadalarına olan uzaklık ve yaşlarına ilişkin doğrulayıcı tahminler, çekirdekleri birkaç yıllık bir zaman ölçeğinde parlaklık bakımından değişiklik gösterdiğinden sınırlıydı; bu nedenle, bu tür galaksilere olan mesafeyi ve sabit ışık hızını içeren argümanlar, yaşlarını belirlemek için her zaman kullanılamaz. Aynı zaman diliminde Seyfertler de dahil olmak üzere galaksileri araştırmak, tanımlamak ve kataloglamak için araştırmalar yapıldı. 1967'den başlayarak, Benjamin Markarian , çok güçlü morötesi emisyonlarıyla ayırt edilen birkaç yüz gökadayı içeren listeler yayınladı ve bazılarının konumlarına ilişkin ölçümler 1973'te diğer araştırmacılar tarafından geliştirildi. O zamanlar sarmal gökadaların %1'inin Seyfertler olduğuna inanılıyordu. 1977'ye gelindiğinde Seyfert gökadalarının çok azının eliptik olduğu ve bunların çoğunun sarmal veya çubuklu sarmal gökadalar olduğu bulundu. Aynı zaman diliminde Seyfert gökadaları için spektrofotometrik veri toplamak için çaba sarf edilmiştir . Seyfert gökadalarından gelen tüm spektrumların aynı görünmediği ortaya çıktı, bu nedenle emisyon spektrumlarının özelliklerine göre alt sınıflara ayrıldılar . Sınıflar emisyon hatlarının göreli genişliğine bağlı olarak, tip I ve II'ye basit bir ayrım yapılmıştır . Daha sonra, bazı Seyfert çekirdeklerinin ara özellikler gösterdiği fark edildi, bu da bunların 1.2, 1.5, 1.8 ve 1.9 tiplerine daha fazla sınıflandırılmalarına neden oldu (bkz. Sınıflandırma ). Seyfert gökadaları için yapılan ilk araştırmalar, bu grubun yalnızca en parlak temsilcilerini sayma konusunda önyargılıydı. Düşük parlaklıklı ve gizlenmiş Seyfert çekirdeğine sahip galaksileri sayan daha yakın tarihli araştırmalar, Seyfert fenomeninin aslında oldukça yaygın olduğunu ve galaksilerin %16 ± %5'inde meydana geldiğini; gerçekten de, Seyfert fenomenini sergileyen birkaç düzine gökada, kendi gökadamızın yakın çevresinde (≈27 Mpc) bulunmaktadır. Seyfert gökadaları , çekirdeklerinde ultraviyole fazlalığı gösteren gökadaların bir listesi olan Markarian kataloğunda görünen gökadaların önemli bir bölümünü oluşturur .

özellikleri

Bir Seyfert Gökadası olan NGC 4151'in merkezindeki kara deliğin optik ve morötesi görüntüleri

Bir aktif galaktik çekirdeği (AGN) normalden daha yüksek bir olan bir galaksinin merkezinde kompakt bölgedir parlaklığı bölümleri üzerinde elektromanyetik spektrumun . Aktif bir çekirdeğe sahip olan galaksiye aktif galaksi denir. Aktif galaktik çekirdekler, Evrendeki en parlak elektromanyetik radyasyon kaynaklarıdır ve bunların evrimi, kozmolojik modellere kısıtlamalar getirir. Türüne bağlı olarak, parlaklıkları birkaç saatten birkaç yıla kadar değişen bir zaman ölçeğinde değişir. Aktif gökadaların en büyük iki alt sınıfı, kuasarlar ve Seyfert gökadalarıdır; ikisi arasındaki temel fark, yaydıkları radyasyon miktarıdır. Tipik bir Seyfert galaksisinde, nükleer kaynak, görünür dalga boylarında tüm galaksiyi oluşturan yıldızlarınkiyle karşılaştırılabilir miktarda radyasyon yayarken, bir kuasarda nükleer kaynak, kurucu yıldızlardan en az 100 kat daha parlaktır. Seyfert galaksiler 10 arasında değişen parlaklık durumuna, son derece parlak çekirdekleri 8 ve 10 11 güneş ışıtmalar. Bunların sadece %5'i radyo parlaklığındadır; emisyonları gama ışınlarında orta, X-ışınlarında ise parlaktır. Bunların görünür ve kızıl ötesi spektrumları Şekil çok parlak emisyon çizgileri arasında hidrojen , helyum , azot ve oksijen . Bu emisyon çizgileri , 500 ila 4.000 km/s (310 ila 2.490 mi/s) arasındaki hızları ifade eden güçlü Doppler genişlemesi sergiler ve merkezi kara deliği çevreleyen bir yığılma diskinin yakınından kaynaklandığına inanılır .

Eddington parlaklık

Aktif gökada Markarian 1018 , merkezinde süper kütleli bir kara deliğe sahiptir .

Eddington parlaklığı kullanılarak merkezi kara deliğin kütlesi için bir alt sınır hesaplanabilir . Bu sınır, ışığın radyasyon basıncı sergilemesinden kaynaklanır. Bir kara deliğin parlak bir gaz diski ile çevrili olduğunu varsayalım. Hem diskteki elektron-iyon çiftlerine etki eden çekici yerçekimi kuvveti hem de radyasyon basıncının uyguladığı itme kuvveti bir ters kare yasasını takip eder. Kara deliğin uyguladığı yerçekimi kuvveti, radyasyon basıncından kaynaklanan itme kuvvetinden daha azsa, disk radyasyon basıncı tarafından havaya uçurulacaktır.

Görüntü, aktif bir galaktik çekirdeğin bir modelini göstermektedir. Merkezi kara delik, bir torus ile çevrili bir toplanma diski ile çevrilidir. Geniş çizgi bölgesi ve dar çizgi emisyon bölgesi ile çekirdekten çıkan jetler gösterilmektedir.

emisyonlar

Seyfert galaksisinin spektrumunda görülen emisyon çizgileri, toplanma diskinin yüzeyinden gelebilir veya bir iyonizasyon konisindeki merkezi motor tarafından aydınlatılan gaz bulutlarından gelebilir. Galaktik merkezin zayıf çözünürlüğü nedeniyle, yayan bölgenin tam geometrisini belirlemek zordur. Bununla birlikte, toplanma diskinin her bir parçası bizim görüş hattımıza göre farklı bir hıza sahiptir ve gaz kara deliğin etrafında ne kadar hızlı dönerse, emisyon hattı o kadar geniş olur. Benzer şekilde, aydınlatılmış bir disk rüzgarı da konuma bağlı bir hıza sahiptir.

Dar çizgilerin, hızların daha düşük olduğu aktif galaktik çekirdeğin dış kısmından, geniş çizgilerin ise kara deliğe daha yakın olduğu düşünülmektedir. Bu, dar çizgilerin algılanabilir şekilde değişmemesi gerçeğiyle doğrulanır; bu, nispeten kısa zaman ölçeklerinde değişebilen geniş çizgilerin aksine, yayma bölgesinin büyük olduğu anlamına gelir. Yankılanma haritalaması , yayan bölgenin konumunu ve morfolojisini belirlemeye çalışmak için bu değişkenliği kullanan bir tekniktir. Bu teknik, süreklilikteki değişikliklere bir yanıt olarak yayılan hatlardaki değişiklikleri gözlemleyerek geniş hat yayma bölgesinin yapısını ve kinematiğini ölçer. Yankı haritalamasının kullanımı, sürekliliğin tek bir merkezi kaynaktan geldiği varsayımını gerektirir. 35 AGN için, merkezi kara deliklerin kütlesini ve geniş çizgi bölgelerinin boyutunu hesaplamak için yankı eşleme kullanılmıştır.

Gözlemlenen birkaç radyo-yüksek Seyfert gökadasında, radyo emisyonunun jetten gelen senkrotron emisyonunu temsil ettiğine inanılıyor . Kızılötesi emisyon, çekirdeğe yakın toz tarafından yeniden işlenen diğer bantlardaki radyasyondan kaynaklanmaktadır. En yüksek enerjili fotonların , kara deliğin yakınında yüksek sıcaklıklı bir korona tarafından ters Compton saçılmasıyla yaratıldığına inanılıyor .

sınıflandırma

NGC 1097 , Seyfert galaksisinin bir örneğidir. Galaksinin merkezinde 100 milyon güneş kütlesi kütleye sahip süper kütleli bir kara delik yer almaktadır. Kara deliğin etrafındaki alan, kara deliğe düşen maddeden büyük miktarda radyasyon yayar.

Seyfertler, spektrumları tarafından gösterilen emisyon hatlarına bağlı olarak ilk önce Tip I veya II olarak sınıflandırıldı. Tip I Seyfert gökadalarının spektrumları, H I, He I veya He II gibi hem izin verilen çizgileri hem de O III gibi daha dar yasak çizgileri içeren geniş çizgiler gösterir. Daha dar izin verilen çizgiler de gösterirler, ancak bu dar çizgiler bile normal galaksilerin gösterdiği çizgilerden çok daha geniştir. Bununla birlikte, Tip II Seyfert gökadalarının spektrumları, hem izin verilen hem de yasak olan yalnızca dar çizgiler gösterir. Yasak çizgiler , kuantum mekaniğinin seçim kuralları tarafından normalde izin verilmeyen elektron geçişleri nedeniyle meydana gelen , ancak yine de kendiliğinden oluşma olasılığı küçük olan spektral çizgilerdir . "Yasak" terimi biraz yanıltıcıdır, çünkü bunlara neden olan elektron geçişleri yasak değildir, ancak son derece ihtimal dışıdır.

NGC 6300 güney takımyıldızında bir Tip II galaksidir ARA .

Bazı durumlarda, spektrumlar hem geniş hem de dar izin verilen çizgileri gösterir, bu nedenle Tip 1.5 Seyfert gibi Tip I ve Tip II arasında bir ara tip olarak sınıflandırılırlar. Bu gökadaların bazılarının tayfı, birkaç yıl içinde Tip 1.5'ten Tip II'ye değişti. Bununla birlikte, karakteristik geniş emisyon çizgisi nadiren hatta hiç yok olmuştur. Tip I ve Tip II Seyfert gökadaları arasındaki farkların kaynağı henüz bilinmiyor. Galaksilerin, yalnızca tayf çizgilerinin geniş bileşenlerinin tespit edilmesinin çok zor olması nedeniyle Tip II olarak tanımlandığı birkaç durum vardır. Bazıları, tüm Tip II Seyfertlerin aslında, galaksiye göre bulunduğumuz açı nedeniyle çizgilerin geniş bileşenlerinin tespit edilmesinin imkansız olduğu Tip I olduğuna inanıyor. Spesifik olarak, Tip I Seyfert gökadalarında, merkezi kompakt kaynağı aşağı yukarı doğrudan gözlemliyoruz, bu nedenle gökadanın merkezinde olduğu düşünülen süper kütleli kara deliğin etrafında hareket eden geniş çizgi emisyon bölgesindeki yüksek hızlı bulutları örnekliyoruz. Buna karşılık, Tip II Seyfert gökadalarında, aktif çekirdekler belirsizdir ve yalnızca bulutların geniş çizgili emisyon bölgesinden uzakta bulunan daha soğuk dış bölgeler görülür. Bu teori Seyfert galaksilerinin "Birleşme şeması" olarak bilinir. Ancak, bu hipotezin iki tip arasında gözlemlenen tüm farklılıkları açıklayıp açıklayamayacağı henüz belli değil.

Tip I Seyfert galaksileri

NGC 6814 , oldukça değişken bir X-ışını radyasyonu kaynağına sahip bir Seyfert gökadasıdır.

Tip I Seyfertler, çekirdeklerinden gelen görünür ışığa ek olarak çok parlak ultraviyole ışık ve X-ışınları kaynaklarıdır . Onlar kendi spektrumları emisyon çizgilerinin iki set vardır: 10'a (hız birimi ile ölçülür) genişlikleri ile dar çizgiler birkaç yüz km / s ve geniş çizgilerin genişlikleri ile 4 km / s. Geniş çizgiler, galaksiye güç verdiği düşünülen süper kütleli kara deliğin toplanma diskinin üzerinde ortaya çıkarken, dar çizgiler, toplanma diskinin geniş çizgi bölgesinin ötesinde meydana gelir. Her iki emisyona da ağır iyonize gaz neden olur. Geniş çizgi emisyonu, 0.1-1 parsek çapında bir bölgede ortaya çıkar. Geniş hat emisyon bölgesi, R BLR , ışığın sürekli kaynaktan hat yayan gaza seyahat etmesi için geçen süreye karşılık gelen zaman gecikmesinden tahmin edilebilir.

Tip II Seyfert galaksileri

NGC 3081 , göz kamaştırıcı çekirdeği ile karakterize edilen bir Tip II Seyfert gökadası olarak bilinir.

Tip II Seyfert gökadaları, karakteristik parlak çekirdeğe ve ayrıca kızılötesi dalga boylarında bakıldığında parlak görünmeye sahiptir . Spektrumları, yasak geçişlerle ilişkili dar çizgiler ve izin verilen güçlü dipol veya interkombinasyon geçişleriyle ilişkili daha geniş çizgiler içerir. NGC 3147 , gerçek bir Tip II Seyfert gökadası olmaya en iyi aday olarak kabul edilir. Bazı Tip II Seyfert gökadalarında, spektro-polarimetri ( polarize ışık bileşeninin spektroskopisi) adı verilen bir teknikle yapılan analiz, gizlenmiş Tip I bölgeleri ortaya çıkardı. NGC 1068 örneğinde, bir toz bulutundan yansıyan nükleer ışık ölçüldü, bu da bilim adamlarını parlak bir süreklilik ve geniş emisyon çizgisi çekirdeği etrafında gizleyen bir toz simitinin varlığına inanmaya yöneltti . Galaksi yandan bakıldığında, çekirdek, torusun üstünde ve altında gaz ve toz tarafından yansıma yoluyla dolaylı olarak gözlemlenir . Bu yansıma polarizasyona neden olur .

1.2, 1.5, 1.8 ve 1.9 Seyfert galaksilerini yazın

NGC 1275 , Tip 1.5 Seyfert gökadası

1981'de Donald Osterbrock , alt sınıfların spektrumun optik görünümüne dayandığı ve sayısal olarak daha büyük alt sınıfların dar çizgilere göre daha zayıf geniş çizgi bileşenlerine sahip olduğu Tip 1.5, 1.8 ve 1.9 notasyonlarını tanıttı. Örneğin, Tip 1.9, yalnızca çizgisinde geniş bir bileşen gösterir ve daha yüksek dereceli Balmer çizgilerinde göstermez . Tip 1.8 yılında çok zayıf geniş çizgiler tespit edilebilir onlar nın Ha kıyasla çok zayıf olsalar bile, hem nın Ha olarak hatlar. Tip 1.5'te, Hα ve Hβ çizgilerinin gücü karşılaştırılabilir.

Diğer Seyfert benzeri galaksiler

Messier 94 , Seyfert benzeri LINER çekirdeğine sahip bir gökada

Tip I'den Tip II'ye (Tip 1.2'den Tip 1.9'a dahil) Seyfert ilerlemesine ek olarak, Seyfertlere çok benzeyen veya onların alt sınıfları olarak kabul edilebilecek başka gökada türleri de vardır. Seyfertlere çok benzeyen, 1980'de keşfedilen düşük iyonizasyonlu dar hat emisyonlu radyo gökadalarıdır (LINER). Bu gökadalar, zayıf iyonize veya nötr atomlardan gelen güçlü emisyon hatlarına sahipken, güçlü iyonize atomlardan gelen emisyon hatları, kıyaslandığında nispeten zayıftır. LINER'lar, düşük parlaklıklı Seyferts ile büyük miktarda özelliği paylaşır. Aslında, görünür ışıkta görüldüğünde, ev sahibi gökadaların küresel özellikleri ayırt edilemez. Ayrıca, her ikisi de geniş bir hat emisyon bölgesi gösterir, ancak LINER'lardaki hat emisyon bölgesi Seyferts'tekinden daha düşük yoğunluğa sahiptir. Böyle bir galaksinin bir örneği, Başak takımyıldızındaki M104'tür ve Sombrero Galaksisi olarak da bilinir . Hem LINER hem de Tip I Seyfert olan bir gökada, diğer AGN'lere kıyasla nispeten yakın bir gökada olan NGC 7213'tür. Bir diğer çok ilginç alt sınıf, son yıllarda kapsamlı araştırmalara konu olan dar hatlı Tip I gökadalardır (NLSy1). Klasik Tip I galaksilerdeki geniş çizgilerden çok daha dar çizgilere, dik sert ve yumuşak X-ışını spektrumlarına ve güçlü Fe[II] emisyonuna sahiptirler. Özellikleri, NLSy1 galaksilerinin, nispeten küçük ama büyüyen bir merkezi kara delik kütlesi olduğunu öne sürerek, yüksek yığılma oranlarına sahip genç AGN'ler olduğunu göstermektedir. NLSy1'lerin evrimin erken bir aşamasındaki galaksiler olduğunu öne süren teoriler vardır ve bunlar ile ultra parlak kızılötesi galaksiler veya Tip II galaksiler arasındaki bağlantılar önerilmiştir.

Evrim

Aktif gökadaların çoğu çok uzaktır ve büyük Doppler kaymaları gösterir . Bu, aktif galaksilerin erken Evren'de meydana geldiğini ve kozmik genişleme nedeniyle Samanyolu'ndan çok yüksek hızlarda uzaklaştığını gösteriyor . Kuasarlar en uzak aktif gökadalardır ve bazıları 12 milyar ışıkyılı uzaklıktan gözlemlenir. Seyfert galaksileri kuasarlardan çok daha yakındır. Işığın sonlu bir hızı olduğundan, Evrende uzak mesafelere bakmak, zamanda geriye bakmakla eşdeğerdir. Bu nedenle, aktif galaktik çekirdeklerin büyük mesafelerde gözlemlenmesi ve yakındaki Evren'deki kıtlığı, erken Evren'de çok daha yaygın olduklarını ve aktif galaktik çekirdeklerin galaktik evrimin erken aşamaları olabileceğini ima eder . Bu, büyük kırmızıya kaymalarda bulunan AGN'lerin yerel (günümüz) muadillerinin ne olacağı sorusuna yol açar. NLSy1'lerin, büyük kırmızıya kaymalarda (z>4) bulunan kuasarların küçük kırmızıya kayma karşılıkları olabileceği öne sürülmüştür. İkisinin birçok benzer özelliği vardır, örneğin: yüksek metaliklikler veya benzer emisyon çizgileri modeli (güçlü Fe [II], zayıf O [III]). Bazı gözlemler, çekirdekten gelen AGN emisyonunun küresel olarak simetrik olmadığını ve çekirdeğin genellikle konik bir bölgeden kaçan radyasyonla birlikte eksenel simetri gösterdiğini göstermektedir. Bu gözlemlere dayanarak, gözlemsel görüş hattına göre farklı yönelimleri nedeniyle farklı AGN sınıflarını açıklamak için modeller tasarlanmıştır. Bu tür modellere birleşik modeller denir. Birleşik modeller, Tip I ve Tip II gökadalar arasındaki farkı, Tip II gökadaların, teleskopların geniş çizgi bölgesini görmesini engelleyen örtücü toruslarla çevrili olmasının sonucu olarak açıklar. Kuasarlar ve blazarlar bu modele oldukça rahat sığabilir. Böyle bir birleştirme şemasının temel sorunu, neden bazı AGN'lerin radyo yüksek sesli, diğerlerinin ise radyo sessiz olduğunu açıklamaya çalışmaktır. Bu farklılıkların, merkezi kara deliğin dönüşündeki farklılıklardan kaynaklanabileceği öne sürülmüştür.

Örnekler

İşte Seyfert galaksilerinin bazı örnekleri:

  • Circinus Galaksisi , merkezinden çıkan gaz halkalarına sahiptir.
  • Erboğa A veya NGC 5128 , görünüşe göre Dünya'dan bakıldığında en parlak Seyfert gökadası; dev bir eliptik gökada ve aynı zamanda bir milyon ışıkyılı uzunluğundaki göreli jetiyle dikkat çeken bir radyo gökadası olarak sınıflandırılır .
  • Cygnus A , 1 GHz üzerindeki frekanslarda görüldüğü gibi, ilk tanımlanan radyo galaksisi ve gökyüzündeki en parlak radyo kaynağı
  • Messier 51a (NGC 5194), Girdap Gökadası, gökyüzündeki en iyi bilinen gökadalardan biri
  • Messier 66 (NGC 3627), Aslan Üçlüsü'nün bir parçası
  • Messier 77 (NGC 1068), sınıflandırılan ilk Seyfert gökadalarından biri
  • Messier 81 (NGC 3031), Erboğa A'dan sonra gökyüzündeki en parlak ikinci Seyfert gökadası
  • Messier 88 (NGC 4501), büyük Başak Kümesi'nin bir üyesi ve gökyüzündeki en parlak Seyfert gökadalarından biri.
  • En iyi bilinen Seyfert gökadalarından biri olan Messier 106 (NGC 4258), çekirdeğinde 22 GHz orto-H 2 O hattı tarafından görülen bir su buharı megamaseri vardır .
  • NGC 262 , uzatılmış gaz halindeki bir HI halesine sahip bir gökada örneği
  • NGC 1097 , çekirdeğinden çıkan dört dar optik jete sahiptir.
  • Merkezi kara deliği şimdiye kadar kaydedilen en düşük B düz notayı üreten NGC 1275
  • NGC 1365 , neredeyse ışık hızında dönen merkezi kara deliğiyle dikkat çekiyor
  • NGC 1566 , sınıflandırılan ilk Seyfert gökadalarından biri
  • NGC 1672 , yoğun yıldız patlaması bölgeleri tarafından sarılmış bir çekirdeğe sahiptir.
  • NGC 1808 , aynı zamanda bir yıldız patlaması galaksisi
  • NGC 3079 , merkezinden çıkan dev bir sıcak gaz baloncuğuna sahiptir.
  • NGC 3185 , Hickson 44 grubunun üyesi
  • NGC 3259 , aynı zamanda güçlü bir X-ışınları kaynağı
  • NGC 3783 , aynı zamanda güçlü bir X-ışınları kaynağı
  • NGC 3982 , aynı zamanda bir yıldız patlaması galaksisi
  • NGC 4151 , merkezinde iki süper kütleli karadeliğe sahiptir.
  • NGC 4395 , bir örneği, düşük bir yüzey parlaklığı galaksi bir ile ara kütleli kara delik kendi merkezinde.
  • Dünya'ya en yakın ve en parlak Seyfert gökadalarından biri olan NGC 4725 ; Kızılötesi olarak görülen merkezini çevreleyen çok uzun spiral bir gaz bulutu vardır.
  • NGC 4945 , Erboğa A'ya nispeten yakın bir gökada.
  • NGC 5033 , kinematik merkezinden yer değiştirmiş bir Seyfert çekirdeğine sahiptir.
  • NGC 5548 , merceksi bir Seyfert gökadası örneği
  • NGC 6240 , ayrıca ultra parlak kızılötesi gökada (ULIRG) olarak sınıflandırılır
  • NGC 6251 , 3CRR kataloğundaki X-ışını en parlak düşük uyarımlı radyo gökadası
  • NGC 6264 , ilişkili bir AGN'ye sahip bir Seyfert II.
  • NGC 7479 , kolları optik kollara zıt yönde açılan sarmal bir gökada
  • NGC 7742 , bir çubuksuz sarmal gökada; Kızarmış Yumurta Galaksisi olarak da bilinir
  • IC 2560 , NGC 1097'ye benzer bir çekirdeğe sahip bir sarmal gökada

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

Dış bağlantılar