Seyfert-Galaxien

Seyfert-Galaxien sind Spiralgalaxien oder Linsenförmige Galaxien mit einem sehr hellen aktiven Kern. Sie wurden nach dem Astronomen Carl Seyfert benannt, der diese Art von Galaxien in den 40er Jahren untersuchte.

Im Jahr 1943 fiel Carl Seyfert auf, dass viele Spiralgalaxien auf kurzbelichteten Aufnahmen einen extrem leuchtkräftigen Kern haben, der ähnlich wie ein Stern aussieht. Seyfert fand etwa ein Dutzend solcher Galaxien, die auf langbelichteten Aufnahmen wie normale Galaxien aussahen.

Die Spektren von Seyfert-Galaxien haben meist helle Spektrallinien von Wasserstoff, Helium, Stickstoff und Sauerstoff. Diese Linien zeigen oft eine große Breite, die durch den Dopplereffekt hervorgerufen wird. Dies deutet darauf hin, dass Gasmassen mit Geschwindigkeiten von über 10.000 Kilometern pro Sekunde aus dem Kern der Galaxie herausgeschleudert werden. Genauer teilt man Seyfert-Galaxien in zwei Typen ein:

• Typ 1:
  Breite Spektrallinien (bis 10.000 km/s) von Wasserstoff und Helium, schmale Spektrallinien von Stickstoff und Sauerstoff
• Typ 2:
  Schmale Spektrallinien (einige 100 km /s) von Wasserstoff, Helium, Stickstoff und Sauerstoff

Komponenten

Da Carl Seyfert 1960 bei einem Unfall starb, konnte er die weiteren Erforschungen für seine Entdeckung nicht mehr miterleben. Bei Seyfert-Galaxien unterscheidet man drei Komponenten:

Die zentrale Maschine ist nach allgemeiner Ansicht ein massives Schwarzes Loch, in das Materie einströmt. Diese wird in einer Akkretionscheibe durch Reibung auf sehr hohe Temperaturen erhitzt. Der gravitative Einfall der Materie in das Schwarze Loch liefert die Energie, welche den Kern der Seyfert-Galaxie hell aufleuchten läßt.

Die Region breiter Emissionslinien (BLR) ist gekennzeichnet durch breite Emissionslinien, die auf Geschwindigkeiten bis zu 10.000 Kilometern pro Sekunde hindeuten. Da keine sogenannten verbotenen Linien beobachtet werden, scheint die Gasdichte in dieser Region sehr hoch zu sein. Die Größe der Region liegt bei einigen Lichttagen.

Die Region schmaler Emissionslinien (NLR) ist gekennzeichnet von schmalen Emissionslinien, die auf Geschwindigkeiten von einigen 100 Kilometern pro Sekunde hindeuten. Es treten in dieser Region auch verbotene Linien auf, weshalb es sich hier um dünnes ionisiertes Gas handelt.

In den 80er Jahren hat man bei der Seyfert-Galaxie NGC 1068 (Typ 2) entdeckt, dass im polarisiertem Licht ebenfalls breite Emissionslinien zu sehen sind. Das ist ein Beweis dafür, dass dieses Licht an Gas oder Staub gestreut wurde. Im polarisiertem Licht zeigen also auch viel Seyfert-Galaxien vom Typ 2 breite Emissionslinien.

Zur Erklärung der Vorgänge in Seyfert-Galaxien gibt es das Vereinheitlichte Modell. Dieses erklärt den Unterschied zwischen den Typ Seyfert 1 und 2 durch unterschiedliche Sichtweisen eines Beobachters auf den Kern: Sieht man von oben in den aktiven Kern hinein, sieht man die Region der breiten und auch die der schmalen Emissionslinien. Der Beobachter sieht breite und schmale Emissionslinien im Spektrum der Galaxie und klassifiziert sie als Typ 1.

Sieht man dagegen auf den Torus, so wird die Strahlung der Region der breiten Emissionslinien abgeschirmt und vom Beobachter nicht mehr wahrgenommen. In diesem Fall sieht der Beobachter nur die schmalen Emissionslinien im Spektrum und klassifiziert die Galaxie als Typ 2. Allerdings sind im polarisiertem Licht auch breite Emissionslinien zu sehen, weil Licht von der Region breiter Emissionslinien (BLR) an Staub und Gas gestreut wird, und uns so auf diesem Umweg erreicht.

Die folgenden Tabelle nennt Seyfert-Galaxien mit NGC- und IC-Nummern aus dem Catalogue of Seyfert Galaxies (Lipovetsky, 1988)