Bu madde, uygun değildir.Mayıs 2014) ( |
Seyfert Galaksileri, kuasarlar içinde aktif galaksiler içinde en büyük iki gruptan birini teşkil eder. Bunlar, kuasarlardan farklı olarak, ev sahibi galaksileri kolayca tespit edilebilen, yüksek iyonizasyon emisyon hatları ortaya çıkartan spektrumları olan oldukça yüksek yüzey parlaklıkları ile kuazar benzeri (elektromanyetik radyasyonun oldukça parlak, uzak ve göz alıcı özelliği olan) çekirdeklere sahiptirler.
Seyfert galaksiler tüm galaksilerin yaklaşık% 10'unu teşkil ederler ve, kuasarlardan daha yakın ve daha az aydınlatma gücüne sahip olmasına rağmen, kuasarlarda meydana gelen aynı olaylardan güç aldıkları düşünüldüğü için astronomide üzerine en yoğun çalışılan nesnelerden birkaçını oluştururlar. Bu galaksiler, içine materyallerin düşmesi ile devasalaşan disklerin çevrelediği merkezdeki muazzam boyuttaki kara deliklerdir. Büyüyen disklerin, gözlemlenen ultraviyole radyasyonunun kaynağı olduğuna inanılıyor. Ultraviyole emisyonu ve soğurma hatları, çevreleyen materyalin bileşimi için en iyi teşhis (dayagnostik) imkânı sağlar. Görünür ışıkta görüldüğü üzere, Seyfert galaksilerin hemen hemen çoğu normal sarmal galaksiler gibi görünürler, fakat diğer dalga boyları altında incelendiğinde merkezdeki parlaklığın, Samanyolu boyutundaki tüm galaksilerin parlaklığının karşılaştırılabilir yoğunlukta olduğu açık bir şekilde görülmektedir. Seyfert galaksileri ilk olarak 1943 yılında bu sınıfı keşfeden Carl Seyfertin adıyla adlandırılırlar.
Keşif
Seyfert galaksileri, spiral nebulalar olduğu düşünülen astronomik objelerin spektrumlarına bakan Lick Gözlemevini kullanan Vesto Slipher ve Edvard A. Fath tarafından 1908 yılında tespit edilmişlerdir. Onlar; NGC 1068’in, yıldızlarla ilgili olarak bir emme spektrumu olarak göründüğü gözlemlenen objelerin çoğunun sıra dışı kabul edilen altı parlak emisyonu gösterdiğinin farkına vardılar.
1926 yılında, Edwin Hubble emisyon NGC 1068 hatları ve diğer iki tür "nebulalara” baktı ve onları ekstra-galaktik objeler olarak sınıfladı. Carl Keenan Seyfert NGC 1068 benzeri oldukça fazla galaksiler keşfetti ve bu galaksilerin geniş emisyon çizgileri üreten çok parlak yıldız benzeri çekirdeklere sahip olduğunu bildirdi. 1944 yılında Cygnus A 160 MHz'de tespit edildi ve bu tespit 1948 yılında teyit edilmiştir ve bu tarihte de ayrı bir kaynak olduğu kabul görmüştür. Onun çift radyo yapısı interferometri kullanımı ile görünür hale geldi. 1950 yılına kadar Seyfert galaksilerinin, onların çekirdeklerinin, (<100 pc, yani "çözülmemiş") son derece kompakt olduğu ve yüksek kütleyi içerdiği (≈109±1 güneş kütlesi) ve pik nükleer emisyon süresinin (>108) nispeten kısa olduğu gerçeğini içine alan çok önemli özellikleri keşfedildi.
1960-1970'li yıllarda, Seyfert galaksilerin özelliklerini daha iyi anlamak için bazı araştırmalar yapılmıştır. Seyfert çekirdeğinin gerçek boyutuna yönelik olarak doğrudan birkaç ölçüm yapılmıştır ve dayametrik doğrultuda bin ışık yılı aşkın bölgede NGC 1086’da emisyon çizgilerinin üretildiği tespit edilmiştir. İhtilaf tartışma Seyfert kızıllaşmalarının kozmolojik kökenli olup olmadıkları üzerine yoğunlaşmaktaydı. Syfert galaksilerinin mesafesinin ve yaşının tahminen teyidi, birkaç yıllık zaman skalası üzerinde parlaklıkta değişiklik gösterdiğinden dolayı sınırlı düzeydeydi; bu nedenle böylesi galaksilerin mesafelerini ve ışığın sabit hızını ihtiva eden (argumanlar) araçlar yaşlarını ölçmeye yönelik olarak her daim için kullanılamıyor. Aynı zaman diliminde, Seyfertlerin de dâhil olduğu galaksilerin araştırılması, tanımlanması ve kataloglarının oluşturulması için araştırmalar yürütülmüştür. 1967 yılının başlamasıyla, Benjamin Markarian; diğer araştırmacılar tarafından 1973 yılında geliştirilmiş olan bazılarının pozisyon ölçümleri ile, çok güçlü ultraviyole emisyonu özellikleriyle ayırt edilen birkaç yüz galaksiyi içeren listeler yayınladı. Aynı zamanda, spiral galaksilerin 1% Seyferts olduğuna inanılıyordu. 1977’e kadar birkaç Seyfert galaksilerinin; çoğu normal veya çubuklu sarmal galaksiler olarak, eliptik olduğu anlaşıldı. Aynı dönemde Seyfert galaksiler için spektrofotometrik verileri toplamak amacıyla, çabalar yapılmıştır. Seyfert galaksilerinden gelen tüm spektrumların aynı olduğu anlaşıldı ve bu yüzden emisyon spektrumlarının özelliklerine göre alt sınıflara ayrıldı. Tip I ve II şeklinde basit bir bölünme, emisyon çizgilerinin nispi genişliğine bağlı olarak sınıfları ile oluşturulmuştur. Daha sonra bazı Seyfert çekirdeklerinin; alt sınıflar tip 1.2,1.5,1.8 ve 1.9 (Sınıflandırma bkz.) olarak sonuçlandığından ara özellikleri gösterdiğinin farkına varılmıştır. Seyfert galaksiler için yapılan ilk araştırmalar bu grubun sadece parlak temsilcileri içerdiği yönünde bir önyargıya sahipti. Belli belirsiz Seyfert çekirdekleri ve düşük parlaklığa sahip galaksiler ile ilgili son araştırmalar, Seyfert fenomenin; galaksilerin, ±% 5 % 16’sında meydana geldiği ve aslında oldukça yaygın olduğunu göstermektedir. Gerçekten, Seyfert fenomennini sergileyen birkaç düzine galaksi bizim galaksimiz (27 MPC ≈) yakınında bulunmaktadır. Seyfert galaksileri, Markarian’ın oluşturduğu katalogda görünen galaksilerin önemli bir kısmını oluşturur. Markarian’ın oluşturduğu bu katalog, çekirdeklerinde bir ultraviyole aşırılığı bulunan galaksilerin bir listesini içermektedir.
Özellikler
Aktif bir galaktik çekirdek (AGN), elektromanyetik spektrumun bölümleri üzerinde normalden yüksek bir parlaklığı olan bir galaksinin merkezinde kompakt bir bölgede bulunur. Etkin bir çekirdeğe sahip bir galaksiye aktif galaksi denir. Aktif galaktik çekirdekler Evrende elektromanyetik radyasyonun en parlak kaynakları olup bunların evrimleri kozmolojik modellere kısıtlamalar koyarlar. Türüne bağlı olarak, kendi parlaklığı, birkaç yıldan birkaç saate kadar değişikler gösterir. Aktif galaksilerin büyük iki alt sınıfı kuazarlar ve Seyfert galaksiler olup ikisi arasındaki temel fark yaydıkları radyasyon miktarıdır. Tipik Seyfert galaksisinde, kuasar’daki nükleer kaynak, en az 100 faktör ile kurulmuş kurucu yıldızlardan daha parlak iken, nükleer kaynak, bütün galaksiyi oluşturan yıldızlarınkiyle mukayese edilen görünebilir düzeyde büyük boyutta radyasyon yayar. Seyfert galaksileri, 108 ile 1011 güneş ışıması arasında değişen ışımaya sahip son derece parlak çekirdeklere sahiptir. Bunların yaklaşık sadece % 5 ‘i radyo parlaması olup emisyonları, X-ışınlarında parlak ve gama ışınlarında ise orta düzeydedir. Onların görünür ve kızılötesi spektrumları, hidrojen, helyum, nitrojen ve oksijenden oluşan çok parlak emisyon çizgilerini gösterir. Bu emisyon çizgileri, 500 ile 4.000 km/s (310 için 2 bin 490 mł/s) arasında hızı kapsayan güçlü Doppler genişletilmesini gösterir ve merkez kara deliği saran gelişen bir diskin yanında oluştuğuna inanılmaktadır.
Eddington parlaklığı
Merkezdeki kara deliğin kütlesine yönelik en alt sınır Eddington parlaklığı ile hesaplanabilir. Bu limit; ışık, radyasyon basınçı sergilediğinden dolayı ortaya çıkar. Hem diskteki elektron iyon çifti gibi hareket eden kuvvetli çekim gücü hem de ters-kare yasasını izleyen radyasyon basıncıyla ortaya çıkan itme gücü. Eğer kara delikteki çekim gücü, radyasyon basıncından dolayı itici güçten daha az ise, disk radyasyon basıncın dolayı darmadağın olacaktır.
Emisyonlar
Bir Seyfert galaksinin spektrumunun görülen emisyon çizgileri gelişen diskin kendi yüzeyinden kaynaklanabilir veya iyonizasyon konisindeki merkezi motor tarafından aydınlatılan gaz bulutlarından ileri gelebilir. Yayılım bölgesinin tam geometrisini; galaktik merkezin zayıf çözünürlülüğünden dolayı tespit etmek zordur. Ancak, büyüyen diskin her bir parçası görüş çizgimize göre farklı bir hıza sahip olacaktır ve gaz; kara deliğin etrafında ne kadar hızlı dönerse, emisyon hattı da o kadar geniş olacaktır. Benzer şekilde, bir ışıklı disk rüzgârı da bir pozisyona bağlı hıza sahiptir. Geniş çizgiler kara deliğe daha yakın ortaya çıkarken, dar çizgilerin; hızları daha düşük olduğu yer olan aktif galaktik çekirdeklerin dış yüzeyinden kaynaklandığına inanılmaktadır. Bu; dar çizgilerin saptanabilir bir farklılığa sahip olmadığı gerçeği ile doğrulanmaktadır. Öyle ki, bu durum; fışkırma bölgesinin, izafi kısa bir zaman ölçeğine göre değişiklik ortaya koyan geniş çizgilerin aksine, geniş olduğunu ortaya koymaktadır. Yansıma haritalaması, fışkırma bölgesinin morfoloji ve lokasyonunun saptanması için çaba gösteren bu değişkenliği kullanan bir tekniktir. Bu teknik, süreçteki değişikliklere cevap olarak ortaya çıkan çizgilerdeki değişiklikleri gözlemleyerek fışkırma bölgesindeki geniş çizginin yapısını ve kinematiğini ölçer. Yansıma haritalamasının kullanımı, döngünün, tek bir merkezin kaynağından kaynaklandığı varsayımını zorunlu kılmaktadır. 35 AGN için, yankı haritalama merkezi kara deliklerin kütlesini ve geniş çizgi bölgelerinin boyutunu hesaplamak için kullanılmıştır. Birkaç yüksek sesli Seyfert galaksisinin gözlenmesi ile, radyo emisyonun jetten kaynaklanan sinkrotron emisyonunu temsil ettiğine inanılmaktadır. Kızılötesi emisyonun; çekirdeğe yakın toz tarafından yeniden işlenen diğer gruplarda bulunan radyasyondan kaynaklanmaktadır. Yüksek enerjili fotonlarının kara deliğin yakınında bulunan yüksek sıcaklığa sahip korona tarafından ters Compton saçılması ile oluşturulduğuna inanılmaktadır.
Sınıflandırma
Seyferts, ilk olarak spektrumlar ile gösterilen emisyon çizgilerine dayalı olarak, Tip I ya da II olarak sınıflandırıldı. Tip I Seyfert galaksilerine ait spektrumlar; hem H I, He I veya He II gibi izin verilmiş çizgileri (allowed lines) hem de O III gibi daha dar yasaklanmış çizgileri (forbidden lines) içerdiğini ortaya koymaktadır. Onlar bazı dar izin çizgilerini de gösterirler ve hatta bu dar çizgiler normal galaksiler tarafından gösterilen çizgilerden çok daha geniştirler. Ancak, Tip II Seyfert galaksilerin spektrumları, sadece hem izin verilen ve hem de yasak dar çizgileri göstermektedir. Yasak çizgiler, kuantum mekaniğinin seleksiyon kurallarının normalde mümkün kılmadığı elektron geçişlerinden dolayı ortaya çıkan fakat hala aynı anda oluşma ihtimali olan spektral çizgilerdir. Bunlara sebep olan elektron geçişleri her ne kadar ihtimal dışı olmasa da yasaklanmış olduğundan dolayı “yasak” terimi az da olsa yanılmalara neden olmaktadır.
Bazı durumlarda, spektrumlar hem geniş hem de dar izin verilmiş çizgileri göstermektedir. Bunların, tip 1,5 Seyfert gibi, Tip I ve Tip II arasında ara bir tür olarak sınıflandırılmasını da nedeni budur. Bu galaksilerin bazı spektrumları birkaç yıl içinde Tip 1,5’den Tip 2’ye dönüşmüştür. Ancak karakteristik geniş Hα emisyon çizgisi çok nadir olarak bulunmaktadır, var olan ise zamanla kaybolmuştur. Tip I ve Tip II Seyfert galaksiler arasındaki farkların kökeni henüz tam olarak bilinmemektedir. Sadece spektral çizgilerinin geniş bileşenlerinin tespiti zor olduğundan, galaksilerin Tip II olarak tanımlandığı birkaç durum bulunmaktadır. Tüm Tip II Seyfertlerin gerçekte Tip I’in içinde olduğuna inanılmaktadır. Ki, bu bölgede çizgilerin geniş bileşenlerini, galakside bulunduğumuz açıdan dolayı tespit etmek zordur. Bu nedenle, galaksinin merkezinde olduğu düşünülen süper kütleli kara deliğin çevresinde hareket eden geniş çizgi emisyon bölgesinde yüksek hız bulutları örnekleme olarak ele alınarak, özellikle Tip I Seyfert galaksilerinde (daha az ya da daha çok) doğrudan merkezi kompakt kaynağını gözlemlemekteyiz. Buna göre, Tip II Seyfert galaksilerinde, aktif çekirdekler gizlenmiş ve bulutların geniş çizgi emisyon bölgesinden uzakta ise daha soğuk dış bölgeler görülmektedir. Bu teori ise Seyfert galaksilerinin "Birleşme düzeni" olarak bilinmektedir. Ancak, bu hipotezin; bu iki tip arasında gözlemlenen farklılıkları açıklayıp açıklayamayacağı henüz belli değildir.
Tip I Seyfert galaksileri
Tip I Seyfertler, çekirdeklerinden gelen görünür ışığa ek olarak X ışınları ve ultraviyole ışığının çok parlak kaynaklarıdırlar. Spektrumlarına bağlı olarak iki tür emisyon çizgisi setine sahiptirler: birkaç yüz km /sn (hız birimi ile ölçülür) genişliği ve en fazla 104 km/sn genişliği ile dar çizgiler. Dar çizgiler yığılma diskin geniş çizgi bölgesinin ötesinde meydana gelirken, geniş çizgiler; galaksiye güç verdiği düşünülen süper kütleli kara deliğin yığılma diskinin üstünde oluşmaktadır. Her iki emisyona ağır iyonize olmuş gazlar neden olur. Geniş çizgi emisyonu bir bölgede 0.1-1 parsec boyunca ortaya çıkar. Geniş çizgi emisyon bölgesi, RBLR, devam eden kaynaktan fışkırmanın olduğu çizgiye doğru seyahat eden ışık tarafından alınan zamanla ilgili olarak zaman gecikmesinden (time delay) tahmin edilmektedir.
Tip II Seyfert galaksileri
Tip II Seyfert galaksileri; kızılötesi dalga boylarında bakıldığında, parlak görünmesinin yanında karakteristik parlak bir çekirdeği sahiptir. Onların spektrumları, izin verilmiş interkombinasyon geçişleri (kombinasyonarası geçişler) veya güçlü dipol ile alakalı geniş çizgileri ve yasaklanmış geçişlerle ilgili dar çizgileri içerir. Bazı Tip II Seyfert galaksilerinde, spektroskopi-polarimetri denilen bir analiz tekniğiyle (polarize ışık bileşeninin spektroskopisi) saklı Tip I bölgeleri ortaya çıktı. NCG 1068 durumunda bir toz bulutundan yansıyan nükleer ışıma tespit edildi. Bu durum bilim adamlarının, geniş emisyon çizgi çekirdeğinin ve parlak uzay-zaman etrafında saklanan toz torus’unun varlığına inanmalarına vesile oldu. Galaksi yandan gözlemlendiğinde, çekirdek; torusun altında ve üstünde bulunan gaz ve tozun yansımasıyla dolaylı olarak gözlemlenir. Bu yansıma polarizasyona sebep olur.
Tip I.2,1.5,1.8 ve 1.9 Seyfert galaksileri
1981’de Donald Osterbrok, dar çizgilere ilişkin olarak daha zayıf geniş çizgi bileşenlerine sahip sayı olarak daha geniş altsınıfları bulunan spektrumun optikal görünümüne dayanan altsınıfların bulunduğu Seyfert 1.8, 1.5 ve 1.9 nosyonlarını tanıttı. Örneğin, Tip 1.9, Balmer yüksek çizgilerindeki bileşeni değil sadece Hα çizgisindeki geniş bir bileşeni göstermektedir. Tip 1.8’de, çok zayıf geniş çizgiler Hα ile kıyaslandığında, çok zayıf olmalarına rağmen Hα yanında Hβ çizgilerinde de tespit edilmişlerdir. Tip 1.5 'te, Hα ve Hβ hatlarının gücü karşılaştırılabilir.
Diğer Seyfert benzeri galaksiler
Seyfert’in Tip I’den (Tip 1.9 Tip 1.2 dahil) Tip II’ye gelişmesine ilave olarak Seyfertlere benzerlik gösteren farklı galaksi türleri veya onların alt sınıfı olarak düşünülen farklı galaksiler bulunmaktadır. Seyfertlere çok benzeyen düşük iyonizasyon dar hat emisyon radyo galaksileri (LINER) 1980yılında keşfedildi. Güçlü iyonize atomlardan kaynaklanan emisyon çizgileri buna karşın nispeten zayıf iken, bu galaksiler zayıf iyonlaşmış veya nötr atomlardan ileri gelen güçlü emisyon çizgilerine sahiptirler. LINER’ler düşük parlaklığı bılunan Seyfertlerle özelliklerinin büyük bir kısmını paylaşır. Gerçekte ışık görüldüğünde, ev sahibi galaksilerin küresel karakteristikleri ayırt edilemez. Aynı zamanda, her ikisi de bir geniş çizgi emisyon bölgesini gösterir, ancak LINER’ler yayılım bölgesi çizgisi Seyfertlerden daha düşük bir yoğunluğa sahiptir. Böyle bir galaksinin bir örneği Sombrero galaksisi olarak da bilinen Başak takımyıldızında bulunan M104’dür. Hem LINER hem de Tip I Seyfert olan galaksi NGC 7213’dür. Bu galaksi diğer AGNlere kıyasla nispeten yakın bir galaksidir. Bir aşka çok ilginç alt sınıf, son yıllarda kapsamlı bir araştırma konusu olan dar çizgi Seyfert I galaksileridir (NLSy1). Bunlar güçlü Fe [II] emisyonu olan ve hem çok sert hem de yumuşak spektrumları bulunan klasik Seyfert I galaksilerinden kaynaklanan geniş çizgilerden daha dar çizgilere sahiptirler. Bunların özellikleri, NLSy1 galaksilerinin, nispeten küçük fakat büyüyen merkezi kara delik kütlesi özelliğine sahip yüksek yığılma oranları ile AGNler olduğunu ortaya koymaktadır. NLSy1’lerin, evrimin erken aşamasında galaksiler olduğunu düşündüren teoriler bulunmaktadır ve Seyfert II galaksileri veya ultra parlak kızılötesi gökadalar ve bunlar arasında bağlantılar olduğu ileri sürülmektedir.
Evrim
Gözlemlemekte olduğumuz aktif galaksilerin çoğunluğu çok uzak olup geniş dopler değişim göstermektedirler. Bu aktif galaksilerin evrenin başlangıcında oluştuğu ileri sürülmekte ve kozmik enflasyon (genişleme) nedeniyle, çok yüksek hızlarda bizden uzaklaştığı belirtilmekte. Kuasarlar en uzak aktif galaksiler olup, bunlardan bazıları 12 milyar ışık yılı gibi uzak mesafelerden gözlemlenmektedirler. Seyfert galaksileri kuasarlardan çok daha yakındırlar. Işık sonlu bir hıza sahip olduğundan dolayı evrende büyük mesafeler arasında seyir zamanda geriye gitmekle eşdeğerdir. Bu nedenle, evrenin yanı başındaki kıtlık ve muazzam mesafedeki aktif galaktik çekirdeklerin gözlemi, onların evrenin başlangıcında oldukça yaygın olduklarını ve aktif galaktik çekirdeklerin galaktik evrimin erken aşamalarında olabileceğini ortaya koymaktadır. Bu durum büyük oranda kızıla kaymış olan AGN’lerin yerel (günümüz) müadillerinin neler olabileceği konusunda sorulara neden olmakta. NLSy1’lerin, bütün kırmızıya kaymalarda (z> 4) bulunan kuasarların kırmızıya kayan küçük muadilleri olabileceği ileri sürülmüştür. Bu ikili benzer özelliklere sahiptir. Örneğin: yüksek metal bolluğu veya emisyon çizgilerinin benzer modeli (güçlü bir Fe [II], zayıf O [III]). Bazı gözlemler çekirdekten kaynaklanan AGN emisyonun küresel simetrik olmadığını, çekirdeğin genellikle; radyasyon konik bölgeden kaçan eksenel simetri gösterdiğini ortaya koymaktadır. Bu gözlemlere dayanarak, modeller; gözlem görüş hattına göre farklı yönlerde olması nedeniyle AGN’lerin farklı sınıflarını açıklamak için tasarlanmıştır. Bu tür modeller birleşik modeller olarak adlandırılırlar. Birleşik modeller, geniş çizgi bölgesini görmemizi engelleyen gizlenen toruslar tarafından çepe çevre sarılan Seyfert II galaksilerinin sonucu olarak Seyfert I ve II Seyfert galaksiler arasındaki farkı açıklar. Kuasarlar ve blazarlar bu modele oldukça kolay uyum sağlayabilirler. Böyle bir birleşme planının temel sorunu diğerleri radyo sessiz konumunda iken bazı AGN’lerin neden radyo yüksek ses konumunda olduğunu açıklamaya çalışıyor. Bu farkların, merkezi kara deliğin dönüşündeki farklılıklardan kaynaklanabileceği öne sürülmüştür.
Örnekler
İşte Seyfert galaksilerine ait bazı önemli örnekler:
- Circinus galaksisi, merkezden dışarı gaz halkaları vardır.
- Centaurus A, dünyadan belirgin bir şekilde görünen en parlak Seyfert galaksisidir. Dev bir eliptik galaksi olup, aynı zamanda, onun milyon ışık yılı uzunluğunda relativistik jet özelliğinden dolayı önemli bir radyo galaksi olarak sınıflandırılır.
- Cygnus A, İlk tanımlanan radyo galaksi ve 1 GHz üzerinde frekanslarda görüldüğü gibi gökyüzünün en parlak radyo kaynağıdır.
- Messier 51 a, (NGC 5194), Whirlpool Galaksisi, gökyüzünde en iyi bilinen galaksilerden biridir.
- Messier 66, (NGC 3627), ünlü Leo Triplet bir parçasıdır.
- Messier 77, (NGC 1068), sınıflandırılmış ilk Seyfert galaksilerden biri.
- Messier 81, (NGC 3031), Centaurus A’dan sonra gökyüzündeki ikinci parlak Seyfert galaksisi olup amatör astronomlar için popüler bir hedeftir.
- Messier 88, (NGC 4501), büyük Başak Kümesinin bir üyesi olup gökyüzündeki en parlak Seyfert galaksilerinden biri.
- Messier 106, (NGC 4258), iyi bilinen Seyfert galaksilerin biri olarak, ortho- H2O’nun 22-GHz çizgisi ile görülen çekirdeğinde bir su buharı megamaseri bulunmaktadır.
- NGC 262, genişleyen bir gaz HI halesi ile galaksinin "muhteşem" bir örneğidir.
- NGC 1097, çekirdeğinde çıkan dört dar optik jetleri bulunmakta.
- NGC 1275, şimdiye kadar kaydedilmiş en düşük B-flat notu üreten merkezi kara deliği ile tanınıyor.
- NGC 1365, ışık hızı ile dönen merkezi kara deliği ile tanınıyor.
- NGC 1566, ilk sınıflandırılmış Seyfert galaksilerinden biri.
- NGC 1672, yoğun yıldız yağmuru bölgeleri içinde kaybolmuş bir çekirdeği vardır.
- NGC 1808, bu da bir yıldız yağmuru galaksisidir.
- NGC 3079, kendi merkezinden çıkan sıcak dev bir gaz balonu var.
- NGC 3185, Hickson 44 grubunun üyesi.
- NGC 3259, ayrıca güçlü bir X-ışını kaynağıdır.
- NGC 3783, ayrıca güçlü bir X-ışını kaynağıdır.
- NGC3982, bir yıldız yağmuru galaksisidir.
- NGC 4151, merkezinde süper bir kütleye sahip iki adet kara delik bulunmaktadır.
- NGC 4395, merkezinde orta düzey bir kütlesi bulunan kara deliği ile düşük yüzey parlaklığa sahip bir galaksi örneğidir.
- NGC 4725, Seyfert galaksilerinden dünyaya en yakın ve parlak olanıdır. Bu kızılötesi görülen ve merkezini çepeçevre saran gazın çok uzun spiral bir bulutu vardır.
- NGC 4945, Dünya'ya en yakın olarak bilinen Seyfert galaksisidir.
- NGC 5033, kinematik merkezinden yer değiştiren bir Seyfert çekirdeğine sahiptir.
- NGC 5548, merceksi bir Seyfert galaksi örneğidir.
- NGC 6240, ayrıca bir ultraluminous kızılötesi galaksi (ULIRG) olarak da sınıflandırılır.
- NGC 6251, 3CRR katalogda en parlak X-ışını parlak düşük eksitasyon (uyarım) radyo galaksisi.
- NGC 7479, optik kolların tersi istikametinde açılan kollarıyla sarmal bir galaksi.
- IC 2560, NGC 1097’ye benzer bir çekirdeği bulunan sarmal bir galaksidir.
Notlar
1.Kara deliğin yerçekimi kuvveti kullanılarak hesaplanabilir:
’nin yerçekiminin sabit olduğu yerde, proton kütlesidir ve , sırasıyla kütle ve kara deliğin yarıçapıdırlar. Biz yıldızların küresel bir simetriye sahip olduğunu varsayarak dışa doğru ışıma gücü elde etmekteyiz:
’nin ivme olduğu yerde, zamanı, enerjiyi, ışık hızını, ise Thomson enine kesiti simgeler. Karadeliğin parlaklığı verilen Eddington parlaklık ’dan daha az olmalıdır. Ki o zaman,
Olur ve Güneşin toplam kütlesini ve da güneşin parlaklığını sembolize eder. Bu nedenle, Verilmiş gözlenen parlaklığın (Eddington parlaklığından daha az olacağı düşünülüyor), aktif bir galaksinin ortasındaki merkezi kara deliğin merkez kütlesi için yaklaşık bir alt limit tahmin edilebilir. Bu türetme yaygın olarak kullanılan bir yaklaşımdır: fakat büyüyen disklerin gerçek geometrisi dikkate alındığında, bu sonuçların klasik değerinden önemli ölçüde farklı olduğu görülmektedir.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Bu madde Vikipedi bicem el kitabina uygun degildir Maddeyi Vikipedi standartlarina uygun bicimde duzenleyerek Vikipedi ye katkida bulunabilirsiniz Gerekli duzenleme yapilmadan bu sablon kaldirilmamalidir Mayis 2014 Seyfert Galaksileri kuasarlar icinde aktif galaksiler icinde en buyuk iki gruptan birini teskil eder Bunlar kuasarlardan farkli olarak ev sahibi galaksileri kolayca tespit edilebilen yuksek iyonizasyon emisyon hatlari ortaya cikartan spektrumlari olan oldukca yuksek yuzey parlakliklari ile kuazar benzeri elektromanyetik radyasyonun oldukca parlak uzak ve goz alici ozelligi olan cekirdeklere sahiptirler Bir Tip II ornegi olan Circinus Galaksisi Seyfert galaksiler tum galaksilerin yaklasik 10 unu teskil ederler ve kuasarlardan daha yakin ve daha az aydinlatma gucune sahip olmasina ragmen kuasarlarda meydana gelen ayni olaylardan guc aldiklari dusunuldugu icin astronomide uzerine en yogun calisilan nesnelerden birkacini olustururlar Bu galaksiler icine materyallerin dusmesi ile devasalasan disklerin cevreledigi merkezdeki muazzam boyuttaki kara deliklerdir Buyuyen disklerin gozlemlenen ultraviyole radyasyonunun kaynagi olduguna inaniliyor Ultraviyole emisyonu ve sogurma hatlari cevreleyen materyalin bilesimi icin en iyi teshis dayagnostik imkani saglar Gorunur isikta goruldugu uzere Seyfert galaksilerin hemen hemen cogu normal sarmal galaksiler gibi gorunurler fakat diger dalga boylari altinda incelendiginde merkezdeki parlakligin Samanyolu boyutundaki tum galaksilerin parlakliginin karsilastirilabilir yogunlukta oldugu acik bir sekilde gorulmektedir Seyfert galaksileri ilk olarak 1943 yilinda bu sinifi kesfeden Carl Seyfertin adiyla adlandirilirlar KesifSiniflandirilan ilk Seyfert galaksilerinden biri NGC 1068 Messier 77 Seyfert galaksileri spiral nebulalar oldugu dusunulen astronomik objelerin spektrumlarina bakan Lick Gozlemevini kullanan Vesto Slipher ve Edvard A Fath tarafindan 1908 yilinda tespit edilmislerdir Onlar NGC 1068 in yildizlarla ilgili olarak bir emme spektrumu olarak gorundugu gozlemlenen objelerin cogunun sira disi kabul edilen alti parlak emisyonu gosterdiginin farkina vardilar 1926 yilinda Edwin Hubble emisyon NGC 1068 hatlari ve diger iki tur nebulalara bakti ve onlari ekstra galaktik objeler olarak sinifladi Carl Keenan Seyfert NGC 1068 benzeri oldukca fazla galaksiler kesfetti ve bu galaksilerin genis emisyon cizgileri ureten cok parlak yildiz benzeri cekirdeklere sahip oldugunu bildirdi 1944 yilinda Cygnus A 160 MHz de tespit edildi ve bu tespit 1948 yilinda teyit edilmistir ve bu tarihte de ayri bir kaynak oldugu kabul gormustur Onun cift radyo yapisi interferometri kullanimi ile gorunur hale geldi 1950 yilina kadar Seyfert galaksilerinin onlarin cekirdeklerinin lt 100 pc yani cozulmemis son derece kompakt oldugu ve yuksek kutleyi icerdigi 109 1 gunes kutlesi ve pik nukleer emisyon suresinin gt 108 nispeten kisa oldugu gercegini icine alan cok onemli ozellikleri kesfedildi Terazi takimyildizinda yer alan 150 milyon isik hizi mesafede bulunan bir Seyfert galaksisis olan NGC 5793 1960 1970 li yillarda Seyfert galaksilerin ozelliklerini daha iyi anlamak icin bazi arastirmalar yapilmistir Seyfert cekirdeginin gercek boyutuna yonelik olarak dogrudan birkac olcum yapilmistir ve dayametrik dogrultuda bin isik yili askin bolgede NGC 1086 da emisyon cizgilerinin uretildigi tespit edilmistir Ihtilaf tartisma Seyfert kizillasmalarinin kozmolojik kokenli olup olmadiklari uzerine yogunlasmaktaydi Syfert galaksilerinin mesafesinin ve yasinin tahminen teyidi birkac yillik zaman skalasi uzerinde parlaklikta degisiklik gosterdiginden dolayi sinirli duzeydeydi bu nedenle boylesi galaksilerin mesafelerini ve isigin sabit hizini ihtiva eden argumanlar araclar yaslarini olcmeye yonelik olarak her daim icin kullanilamiyor Ayni zaman diliminde Seyfertlerin de dahil oldugu galaksilerin arastirilmasi tanimlanmasi ve kataloglarinin olusturulmasi icin arastirmalar yurutulmustur 1967 yilinin baslamasiyla Benjamin Markarian diger arastirmacilar tarafindan 1973 yilinda gelistirilmis olan bazilarinin pozisyon olcumleri ile cok guclu ultraviyole emisyonu ozellikleriyle ayirt edilen birkac yuz galaksiyi iceren listeler yayinladi Ayni zamanda spiral galaksilerin 1 Seyferts olduguna inaniliyordu 1977 e kadar birkac Seyfert galaksilerinin cogu normal veya cubuklu sarmal galaksiler olarak eliptik oldugu anlasildi Ayni donemde Seyfert galaksiler icin spektrofotometrik verileri toplamak amaciyla cabalar yapilmistir Seyfert galaksilerinden gelen tum spektrumlarin ayni oldugu anlasildi ve bu yuzden emisyon spektrumlarinin ozelliklerine gore alt siniflara ayrildi Tip I ve II seklinde basit bir bolunme emisyon cizgilerinin nispi genisligine bagli olarak siniflari ile olusturulmustur Daha sonra bazi Seyfert cekirdeklerinin alt siniflar tip 1 2 1 5 1 8 ve 1 9 Siniflandirma bkz olarak sonuclandigindan ara ozellikleri gosterdiginin farkina varilmistir Seyfert galaksiler icin yapilan ilk arastirmalar bu grubun sadece parlak temsilcileri icerdigi yonunde bir onyargiya sahipti Belli belirsiz Seyfert cekirdekleri ve dusuk parlakliga sahip galaksiler ile ilgili son arastirmalar Seyfert fenomenin galaksilerin 5 16 sinda meydana geldigi ve aslinda oldukca yaygin oldugunu gostermektedir Gercekten Seyfert fenomennini sergileyen birkac duzine galaksi bizim galaksimiz 27 MPC yakininda bulunmaktadir Seyfert galaksileri Markarian in olusturdugu katalogda gorunen galaksilerin onemli bir kismini olusturur Markarian in olusturdugu bu katalog cekirdeklerinde bir ultraviyole asiriligi bulunan galaksilerin bir listesini icermektedir OzelliklerBir Seyfert Galaksisi olan NGC 4151 in merkezinde bulunan bir kara deligin optik ve morotesi goruntuleri Aktif bir galaktik cekirdek AGN elektromanyetik spektrumun bolumleri uzerinde normalden yuksek bir parlakligi olan bir galaksinin merkezinde kompakt bir bolgede bulunur Etkin bir cekirdege sahip bir galaksiye aktif galaksi denir Aktif galaktik cekirdekler Evrende elektromanyetik radyasyonun en parlak kaynaklari olup bunlarin evrimleri kozmolojik modellere kisitlamalar koyarlar Turune bagli olarak kendi parlakligi birkac yildan birkac saate kadar degisikler gosterir Aktif galaksilerin buyuk iki alt sinifi kuazarlar ve Seyfert galaksiler olup ikisi arasindaki temel fark yaydiklari radyasyon miktaridir Tipik Seyfert galaksisinde kuasar daki nukleer kaynak en az 100 faktor ile kurulmus kurucu yildizlardan daha parlak iken nukleer kaynak butun galaksiyi olusturan yildizlarinkiyle mukayese edilen gorunebilir duzeyde buyuk boyutta radyasyon yayar Seyfert galaksileri 108 ile 1011 gunes isimasi arasinda degisen isimaya sahip son derece parlak cekirdeklere sahiptir Bunlarin yaklasik sadece 5 i radyo parlamasi olup emisyonlari X isinlarinda parlak ve gama isinlarinda ise orta duzeydedir Onlarin gorunur ve kizilotesi spektrumlari hidrojen helyum nitrojen ve oksijenden olusan cok parlak emisyon cizgilerini gosterir Bu emisyon cizgileri 500 ile 4 000 km s 310 icin 2 bin 490 ml s arasinda hizi kapsayan guclu Doppler genisletilmesini gosterir ve merkez kara deligi saran gelisen bir diskin yaninda olustuguna inanilmaktadir Eddington parlakligi Merkezdeki kara deligin kutlesine yonelik en alt sinir Eddington parlakligi ile hesaplanabilir Bu limit isik radyasyon basinci sergilediginden dolayi ortaya cikar Hem diskteki elektron iyon cifti gibi hareket eden kuvvetli cekim gucu hem de ters kare yasasini izleyen radyasyon basinciyla ortaya cikan itme gucu Eger kara delikteki cekim gucu radyasyon basincindan dolayi itici gucten daha az ise disk radyasyon basincin dolayi darmadagin olacaktir Goruntu aktif galaktik cekirdeginin bir modelini gostermektedir Merkezdeki kara delik yumru seklindeki gelisen bir disk ile cevrilidir Genis cizgi ve cizgi emisyon bolgeleri yaninda cekirdekten cikan jetler de gosterilmektedir Emisyonlar Bir Seyfert galaksinin spektrumunun gorulen emisyon cizgileri gelisen diskin kendi yuzeyinden kaynaklanabilir veya iyonizasyon konisindeki merkezi motor tarafindan aydinlatilan gaz bulutlarindan ileri gelebilir Yayilim bolgesinin tam geometrisini galaktik merkezin zayif cozunurlulugunden dolayi tespit etmek zordur Ancak buyuyen diskin her bir parcasi gorus cizgimize gore farkli bir hiza sahip olacaktir ve gaz kara deligin etrafinda ne kadar hizli donerse emisyon hatti da o kadar genis olacaktir Benzer sekilde bir isikli disk ruzgari da bir pozisyona bagli hiza sahiptir Genis cizgiler kara delige daha yakin ortaya cikarken dar cizgilerin hizlari daha dusuk oldugu yer olan aktif galaktik cekirdeklerin dis yuzeyinden kaynaklandigina inanilmaktadir Bu dar cizgilerin saptanabilir bir farkliliga sahip olmadigi gercegi ile dogrulanmaktadir Oyle ki bu durum fiskirma bolgesinin izafi kisa bir zaman olcegine gore degisiklik ortaya koyan genis cizgilerin aksine genis oldugunu ortaya koymaktadir Yansima haritalamasi fiskirma bolgesinin morfoloji ve lokasyonunun saptanmasi icin caba gosteren bu degiskenligi kullanan bir tekniktir Bu teknik surecteki degisikliklere cevap olarak ortaya cikan cizgilerdeki degisiklikleri gozlemleyerek fiskirma bolgesindeki genis cizginin yapisini ve kinematigini olcer Yansima haritalamasinin kullanimi dongunun tek bir merkezin kaynagindan kaynaklandigi varsayimini zorunlu kilmaktadir 35 AGN icin yanki haritalama merkezi kara deliklerin kutlesini ve genis cizgi bolgelerinin boyutunu hesaplamak icin kullanilmistir Birkac yuksek sesli Seyfert galaksisinin gozlenmesi ile radyo emisyonun jetten kaynaklanan sinkrotron emisyonunu temsil ettigine inanilmaktadir Kizilotesi emisyonun cekirdege yakin toz tarafindan yeniden islenen diger gruplarda bulunan radyasyondan kaynaklanmaktadir Yuksek enerjili fotonlarinin kara deligin yakininda bulunan yuksek sicakliga sahip korona tarafindan ters Compton sacilmasi ile olusturulduguna inanilmaktadir SiniflandirmaNGC 1097 bir Seyfert galaksinin bir ornegidir 100 milyon gunes kutlesi kadar kutleye sahip super kutleli bir kara delik galaksinin merkezinde bulunmaktadir Kara deligin cevresinde bulunan bolge kara delige dusen maddeden buyuk miktarda bir radyasyon yayar Seyferts ilk olarak spektrumlar ile gosterilen emisyon cizgilerine dayali olarak Tip I ya da II olarak siniflandirildi Tip I Seyfert galaksilerine ait spektrumlar hem H I He I veya He II gibi izin verilmis cizgileri allowed lines hem de O III gibi daha dar yasaklanmis cizgileri forbidden lines icerdigini ortaya koymaktadir Onlar bazi dar izin cizgilerini de gosterirler ve hatta bu dar cizgiler normal galaksiler tarafindan gosterilen cizgilerden cok daha genistirler Ancak Tip II Seyfert galaksilerin spektrumlari sadece hem izin verilen ve hem de yasak dar cizgileri gostermektedir Yasak cizgiler kuantum mekaniginin seleksiyon kurallarinin normalde mumkun kilmadigi elektron gecislerinden dolayi ortaya cikan fakat hala ayni anda olusma ihtimali olan spektral cizgilerdir Bunlara sebep olan elektron gecisleri her ne kadar ihtimal disi olmasa da yasaklanmis oldugundan dolayi yasak terimi az da olsa yanilmalara neden olmaktadir Bazi durumlarda spektrumlar hem genis hem de dar izin verilmis cizgileri gostermektedir Bunlarin tip 1 5 Seyfert gibi Tip I ve Tip II arasinda ara bir tur olarak siniflandirilmasini da nedeni budur Bu galaksilerin bazi spektrumlari birkac yil icinde Tip 1 5 den Tip 2 ye donusmustur Ancak karakteristik genis Ha emisyon cizgisi cok nadir olarak bulunmaktadir var olan ise zamanla kaybolmustur Tip I ve Tip II Seyfert galaksiler arasindaki farklarin kokeni henuz tam olarak bilinmemektedir Sadece spektral cizgilerinin genis bilesenlerinin tespiti zor oldugundan galaksilerin Tip II olarak tanimlandigi birkac durum bulunmaktadir Tum Tip II Seyfertlerin gercekte Tip I in icinde olduguna inanilmaktadir Ki bu bolgede cizgilerin genis bilesenlerini galakside bulundugumuz acidan dolayi tespit etmek zordur Bu nedenle galaksinin merkezinde oldugu dusunulen super kutleli kara deligin cevresinde hareket eden genis cizgi emisyon bolgesinde yuksek hiz bulutlari ornekleme olarak ele alinarak ozellikle Tip I Seyfert galaksilerinde daha az ya da daha cok dogrudan merkezi kompakt kaynagini gozlemlemekteyiz Buna gore Tip II Seyfert galaksilerinde aktif cekirdekler gizlenmis ve bulutlarin genis cizgi emisyon bolgesinden uzakta ise daha soguk dis bolgeler gorulmektedir Bu teori ise Seyfert galaksilerinin Birlesme duzeni olarak bilinmektedir Ancak bu hipotezin bu iki tip arasinda gozlemlenen farkliliklari aciklayip aciklayamayacagi henuz belli degildir Tip I Seyfert galaksileri Tip I Seyfertler cekirdeklerinden gelen gorunur isiga ek olarak X isinlari ve ultraviyole isiginin cok parlak kaynaklaridirlar Spektrumlarina bagli olarak iki tur emisyon cizgisi setine sahiptirler birkac yuz km sn hiz birimi ile olculur genisligi ve en fazla 104 km sn genisligi ile dar cizgiler Dar cizgiler yigilma diskin genis cizgi bolgesinin otesinde meydana gelirken genis cizgiler galaksiye guc verdigi dusunulen super kutleli kara deligin yigilma diskinin ustunde olusmaktadir Her iki emisyona agir iyonize olmus gazlar neden olur Genis cizgi emisyonu bir bolgede 0 1 1 parsec boyunca ortaya cikar Genis cizgi emisyon bolgesi RBLR devam eden kaynaktan fiskirmanin oldugu cizgiye dogru seyahat eden isik tarafindan alinan zamanla ilgili olarak zaman gecikmesinden time delay tahmin edilmektedir Tip II Seyfert galaksileri Tip II Seyfert galaksileri kizilotesi dalga boylarinda bakildiginda parlak gorunmesinin yaninda karakteristik parlak bir cekirdegi sahiptir Onlarin spektrumlari izin verilmis interkombinasyon gecisleri kombinasyonarasi gecisler veya guclu dipol ile alakali genis cizgileri ve yasaklanmis gecislerle ilgili dar cizgileri icerir Bazi Tip II Seyfert galaksilerinde spektroskopi polarimetri denilen bir analiz teknigiyle polarize isik bileseninin spektroskopisi sakli Tip I bolgeleri ortaya cikti NCG 1068 durumunda bir toz bulutundan yansiyan nukleer isima tespit edildi Bu durum bilim adamlarinin genis emisyon cizgi cekirdeginin ve parlak uzay zaman etrafinda saklanan toz torus unun varligina inanmalarina vesile oldu Galaksi yandan gozlemlendiginde cekirdek torusun altinda ve ustunde bulunan gaz ve tozun yansimasiyla dolayli olarak gozlemlenir Bu yansima polarizasyona sebep olur Tip I 2 1 5 1 8 ve 1 9 Seyfert galaksileri 1981 de Donald Osterbrok dar cizgilere iliskin olarak daha zayif genis cizgi bilesenlerine sahip sayi olarak daha genis altsiniflari bulunan spektrumun optikal gorunumune dayanan altsiniflarin bulundugu Seyfert 1 8 1 5 ve 1 9 nosyonlarini tanitti Ornegin Tip 1 9 Balmer yuksek cizgilerindeki bileseni degil sadece Ha cizgisindeki genis bir bileseni gostermektedir Tip 1 8 de cok zayif genis cizgiler Ha ile kiyaslandiginda cok zayif olmalarina ragmen Ha yaninda Hb cizgilerinde de tespit edilmislerdir Tip 1 5 te Ha ve Hb hatlarinin gucu karsilastirilabilir Diger Seyfert benzeri galaksiler Seyfert in Tip I den Tip 1 9 Tip 1 2 dahil Tip II ye gelismesine ilave olarak Seyfertlere benzerlik gosteren farkli galaksi turleri veya onlarin alt sinifi olarak dusunulen farkli galaksiler bulunmaktadir Seyfertlere cok benzeyen dusuk iyonizasyon dar hat emisyon radyo galaksileri LINER 1980yilinda kesfedildi Guclu iyonize atomlardan kaynaklanan emisyon cizgileri buna karsin nispeten zayif iken bu galaksiler zayif iyonlasmis veya notr atomlardan ileri gelen guclu emisyon cizgilerine sahiptirler LINER ler dusuk parlakligi bilunan Seyfertlerle ozelliklerinin buyuk bir kismini paylasir Gercekte isik goruldugunde ev sahibi galaksilerin kuresel karakteristikleri ayirt edilemez Ayni zamanda her ikisi de bir genis cizgi emisyon bolgesini gosterir ancak LINER ler yayilim bolgesi cizgisi Seyfertlerden daha dusuk bir yogunluga sahiptir Boyle bir galaksinin bir ornegi Sombrero galaksisi olarak da bilinen Basak takimyildizinda bulunan M104 dur Hem LINER hem de Tip I Seyfert olan galaksi NGC 7213 dur Bu galaksi diger AGNlere kiyasla nispeten yakin bir galaksidir Bir aska cok ilginc alt sinif son yillarda kapsamli bir arastirma konusu olan dar cizgi Seyfert I galaksileridir NLSy1 Bunlar guclu Fe II emisyonu olan ve hem cok sert hem de yumusak spektrumlari bulunan klasik Seyfert I galaksilerinden kaynaklanan genis cizgilerden daha dar cizgilere sahiptirler Bunlarin ozellikleri NLSy1 galaksilerinin nispeten kucuk fakat buyuyen merkezi kara delik kutlesi ozelligine sahip yuksek yigilma oranlari ile AGNler oldugunu ortaya koymaktadir NLSy1 lerin evrimin erken asamasinda galaksiler oldugunu dusunduren teoriler bulunmaktadir ve Seyfert II galaksileri veya ultra parlak kizilotesi gokadalar ve bunlar arasinda baglantilar oldugu ileri surulmektedir EvrimGozlemlemekte oldugumuz aktif galaksilerin cogunlugu cok uzak olup genis dopler degisim gostermektedirler Bu aktif galaksilerin evrenin baslangicinda olustugu ileri surulmekte ve kozmik enflasyon genisleme nedeniyle cok yuksek hizlarda bizden uzaklastigi belirtilmekte Kuasarlar en uzak aktif galaksiler olup bunlardan bazilari 12 milyar isik yili gibi uzak mesafelerden gozlemlenmektedirler Seyfert galaksileri kuasarlardan cok daha yakindirlar Isik sonlu bir hiza sahip oldugundan dolayi evrende buyuk mesafeler arasinda seyir zamanda geriye gitmekle esdegerdir Bu nedenle evrenin yani basindaki kitlik ve muazzam mesafedeki aktif galaktik cekirdeklerin gozlemi onlarin evrenin baslangicinda oldukca yaygin olduklarini ve aktif galaktik cekirdeklerin galaktik evrimin erken asamalarinda olabilecegini ortaya koymaktadir Bu durum buyuk oranda kizila kaymis olan AGN lerin yerel gunumuz muadillerinin neler olabilecegi konusunda sorulara neden olmakta NLSy1 lerin butun kirmiziya kaymalarda z gt 4 bulunan kuasarlarin kirmiziya kayan kucuk muadilleri olabilecegi ileri surulmustur Bu ikili benzer ozelliklere sahiptir Ornegin yuksek metal bollugu veya emisyon cizgilerinin benzer modeli guclu bir Fe II zayif O III Bazi gozlemler cekirdekten kaynaklanan AGN emisyonun kuresel simetrik olmadigini cekirdegin genellikle radyasyon konik bolgeden kacan eksenel simetri gosterdigini ortaya koymaktadir Bu gozlemlere dayanarak modeller gozlem gorus hattina gore farkli yonlerde olmasi nedeniyle AGN lerin farkli siniflarini aciklamak icin tasarlanmistir Bu tur modeller birlesik modeller olarak adlandirilirlar Birlesik modeller genis cizgi bolgesini gormemizi engelleyen gizlenen toruslar tarafindan cepe cevre sarilan Seyfert II galaksilerinin sonucu olarak Seyfert I ve II Seyfert galaksiler arasindaki farki aciklar Kuasarlar ve blazarlar bu modele oldukca kolay uyum saglayabilirler Boyle bir birlesme planinin temel sorunu digerleri radyo sessiz konumunda iken bazi AGN lerin neden radyo yuksek ses konumunda oldugunu aciklamaya calisiyor Bu farklarin merkezi kara deligin donusundeki farkliliklardan kaynaklanabilecegi one surulmustur OrneklerSeyfert galaksisi Messier 51Seyfert galaksisi Messier 81Seyfert galaksisi Messier 88Seyfert galasisi Centaurus A Iste Seyfert galaksilerine ait bazi onemli ornekler Circinus galaksisi merkezden disari gaz halkalari vardir Centaurus A dunyadan belirgin bir sekilde gorunen en parlak Seyfert galaksisidir Dev bir eliptik galaksi olup ayni zamanda onun milyon isik yili uzunlugunda relativistik jet ozelliginden dolayi onemli bir radyo galaksi olarak siniflandirilir Cygnus A Ilk tanimlanan radyo galaksi ve 1 GHz uzerinde frekanslarda goruldugu gibi gokyuzunun en parlak radyo kaynagidir Messier 51 a NGC 5194 Whirlpool Galaksisi gokyuzunde en iyi bilinen galaksilerden biridir Messier 66 NGC 3627 unlu Leo Triplet bir parcasidir Messier 77 NGC 1068 siniflandirilmis ilk Seyfert galaksilerden biri Messier 81 NGC 3031 Centaurus A dan sonra gokyuzundeki ikinci parlak Seyfert galaksisi olup amator astronomlar icin populer bir hedeftir Messier 88 NGC 4501 buyuk Basak Kumesinin bir uyesi olup gokyuzundeki en parlak Seyfert galaksilerinden biri Messier 106 NGC 4258 iyi bilinen Seyfert galaksilerin biri olarak ortho H2O nun 22 GHz cizgisi ile gorulen cekirdeginde bir su buhari megamaseri bulunmaktadir NGC 262 genisleyen bir gaz HI halesi ile galaksinin muhtesem bir ornegidir NGC 1097 cekirdeginde cikan dort dar optik jetleri bulunmakta NGC 1275 simdiye kadar kaydedilmis en dusuk B flat notu ureten merkezi kara deligi ile taniniyor NGC 1365 isik hizi ile donen merkezi kara deligi ile taniniyor NGC 1566 ilk siniflandirilmis Seyfert galaksilerinden biri NGC 1672 yogun yildiz yagmuru bolgeleri icinde kaybolmus bir cekirdegi vardir NGC 1808 bu da bir yildiz yagmuru galaksisidir NGC 3079 kendi merkezinden cikan sicak dev bir gaz balonu var NGC 3185 Hickson 44 grubunun uyesi NGC 3259 ayrica guclu bir X isini kaynagidir NGC 3783 ayrica guclu bir X isini kaynagidir NGC3982 bir yildiz yagmuru galaksisidir NGC 4151 merkezinde super bir kutleye sahip iki adet kara delik bulunmaktadir NGC 4395 merkezinde orta duzey bir kutlesi bulunan kara deligi ile dusuk yuzey parlakliga sahip bir galaksi ornegidir NGC 4725 Seyfert galaksilerinden dunyaya en yakin ve parlak olanidir Bu kizilotesi gorulen ve merkezini cepecevre saran gazin cok uzun spiral bir bulutu vardir NGC 4945 Dunya ya en yakin olarak bilinen Seyfert galaksisidir NGC 5033 kinematik merkezinden yer degistiren bir Seyfert cekirdegine sahiptir NGC 5548 merceksi bir Seyfert galaksi ornegidir NGC 6240 ayrica bir ultraluminous kizilotesi galaksi ULIRG olarak da siniflandirilir NGC 6251 3CRR katalogda en parlak X isini parlak dusuk eksitasyon uyarim radyo galaksisi NGC 7479 optik kollarin tersi istikametinde acilan kollariyla sarmal bir galaksi IC 2560 NGC 1097 ye benzer bir cekirdegi bulunan sarmal bir galaksidir Notlar1 Kara deligin yercekimi kuvveti Fgrav displaystyle F grav kullanilarak hesaplanabilir Fgrav GMBHmpr2 displaystyle F grav frac GM BH m p r 2 G displaystyle G nin yercekiminin sabit oldugu yerde mp displaystyle m p proton kutlesidir ve MBH displaystyle M BH r displaystyle r sirasiyla kutle ve kara deligin yaricapidirlar Biz yildizlarin kuresel bir simetriye sahip oldugunu varsayarak disa dogru isima gucu Frad displaystyle F rad elde etmekteyiz Frad dpdt 1cdEdt 1cstL4pr2 displaystyle F rad frac dp dt frac 1 c frac dE dt frac 1 c sigma t frac L 4 pi r 2 P displaystyle P nin ivme oldugu yerde t displaystyle t zamani E displaystyle E enerjiyi c displaystyle c isik hizini st displaystyle sigma t ise Thomson enine kesiti simgeler Karadeligin parlakligi verilen Eddington parlaklik LEddington displaystyle L Eddington dan daha az olmalidir Ki o zaman Frad Fgrav L lt LEddington 4pGMBHmpst 1 3 1038MBHMSolarerg sec 30000MBHMSolarLSolar displaystyle F rad F grav rightarrow L lt L Eddington frac 4 pi GM BH m p sigma t 1 3 times 10 38 frac M BH M Solar erg sec 30000 frac M BH M Solar L Solar Olur ve Msolar displaystyle M solar Gunesin toplam kutlesini ve Lsolar displaystyle L solar da gunesin parlakligini sembolize eder Bu nedenle Verilmis gozlenen parlakligin Eddington parlakligindan daha az olacagi dusunuluyor aktif bir galaksinin ortasindaki merkezi kara deligin merkez kutlesi icin yaklasik bir alt limit tahmin edilebilir Bu turetme yaygin olarak kullanilan bir yaklasimdir fakat buyuyen disklerin gercek geometrisi dikkate alindiginda bu sonuclarin klasik degerinden onemli olcude farkli oldugu gorulmektedir