# Seiferta galaktika

**Seiferta galaktika** ir aktīvā galaktika, kuras centrā ir mazs, spožs kodols un tā spektrā izteiktas emisijas līnijas. Visas aktīvās galaktikas kādā no elektromagnētisko viļņu spektra diapazoniem izstaro ļoti spēcīgu starojumu, šīs galaktikas sīkāk iedala kvazāros, radiogalaktikās un Seiferta galaktikās.

Seiferta galaktika NGC 7742, uzņemta ar Habla kosmisko teleskopu
Pirmās Seiferta galaktikas 1943. gadā aprakstīja amerikāņu astronoms Karls Seiferts (*Carl Keenan Seyfert*) veicot NGC 1275, 3516, 4051, 4151 un 7469 galaktiku novērojumus. Pēc sava optiskā spektra šīs galaktikas atgādina parastas spirālveida galaktikas, taču citos spektra diapazonos tām ir novērojama ievērojama starojuma intensitāte, kas liecina par aktīviem galaktiku kodoliem. Attīstoties kvazāru pētījumiem, 60. gadu sākumā tika novērotas būtiskas atšķirības starp kvazāriem un Seiferta galaktikām. Seiferta galaktikas piesaistīja lielāku pētnieku interesi, kad 1955. gadā tika novērots Seiferta galaktiku NGC 1068 un NGC 1275 starojums radioviļņu diapazonā.

Aktīvās galaktikas kodola shematisks attēlojums
Seiferta galaktikām ir raksturīga spirālveida forma, kuras centrā atrodas kompakts zvaigžņveida kodols ar izmēru līdz 100 pc. Kodola aktivitātes dzīves laiks ir novērtēts aptuveni 108 gadi. Šīm galaktikām nav novērojams izteiktas strūklas no kodola, kā tas ir novērojams radiogalaktikām un kvazāriem. Galaktiku vidējā starjauda ir no 1037 līdz 1038 W. Galaktiku starojums ir mainīgs un dažu mēnešu laikā galaktika var ievērojami mainīt savu spožuma intensitāti.
Spektros novērojamas intensīvas un platas emisijas līnijas ar radiālajiem ātrumiem no 500 līdz 4000 km/s. Visintensīvākais starojums novērojams redzamajā un infrasarkanajā spektra daļā, kurā ir izteiktas ūdeņraža, hēlija, slāpekļa un skābekļa emisijas līnijas. Šo starojumu rada ap kodolu esošo putekļu uzsilšana un tuvumā esošu zvaigžņu veidošanās procesi. Seiferta galaktikas novērojamas arī ultravioletajā, rentgenstarojuma (no 1038 līdz 1043 erg/s) un gamma starojuma spektra daļā. Iespējams, ka augstākas enerģijas starojums saistīts ar spēcīgiem zvaigžņu uzliesmojumiem. Radioviļņu diapazonā lielākā daļa no Seiferta galaktikām ir mazaktīvas ar starojumu zem 1040 erg/s.
1974. gadā astronomi *Khachikian* un *Weedman*, pētot aktīvo galaktiku optiskos spektrus, identificēja divus galvenos Seiferta galaktiku tipus. Atkarībā no Balmera vai aizliegto pāreju emisijas līniju platuma, Seiferta galaktikas tika iedalītas I un II tipa galaktikās. Vēlākos gados tika noteiktas arī citas klases — 1.2, 1.5, 1.8, 1.9, kuras ir kā pakāpeniska pāreja no I tipa uz II tipa Seiferta galaktikām.

Ja galaktiku iespējams novērot un klasificēt, tā tiek ievietota katalogā, viens no šādiem katalogiem ir, piemēram, *Turin-SyCAT*. 2022. gadā šajā katalogā bija reģistrētas 351 I tipa un 282 II tipa Seiferta galaktikas. Šāda veida galaktiku noteikti ir daudz vairāk, taču ne vienmēr ir iespējams šīs galaktikas precīzi klasificēt.

## I tipa Seiferta galaktikas

I tipa Seiferta galaktikas visintensīvāk izstaro ultravioleto un rentgenstarojumu. Optiskajā spektra daļā novērojamas platas ūdeņraža emisijas līnijas, kuras liecina par centrālo karstās gāzes koncentrāciju, kas izplešas ar ātrumu līdz pat tūkstošiem kilometru sekundē.

## II tipa Seiferta galaktikas

II tipa Seiferta galaktikas ir ļoti spilgtas infrasarkanajā spektra reģionā. Šīm galaktikām optiskajā spektra diapazonā emisijas līnijas ir šaurākas, bet augstāku starojuma intensitāti un mazākiem ātrumiem zem 1000 km/s. Tā kā ūdeņraža emisijas līnijas ir šaurākas, tad arī to radiālie gāzu ātrumi ir mazāki. Salīdzinot abu tipu spektrus, varam novērot, ka mainās arī līniju proporcijas, piemēram, I tipa galaktikām OIII intensitāte ir tuvu Hα līnijas intensitātei, taču II tipa galaktikām novērojama ļoti izteikta OIII līnija, kura vairākkārt pārsniedz ūdeņraža līniju intensitāti.

## Evolūcija

Iespējams, ka Seiferta galaktikas ir radušās no kvazāriem, kuri savas evolūcijas gaitā kļūst vājāki un tiek novēroti kā Seiferta vai radiogalaktikas. Šādā modelī visas aktīvās galaktikas pēc laika kļūst par neaktīvām galaktikām. Uz šādu evolūcijas modeli norāda fakts, ka lielākā daļa no aktīvajām galaktikām atrodas ļoti tālu un tām ir novērojama liela Doplera nobīde, kas liecina par to, ka šīs galaktikas radušās agrīnajā Visumā un lielos ātrumos attālinās no mums. Seiferta galaktikas tiek novērotas mums daudz tuvāk nekā kvazāri. Problēma šajā modelī ir tāda, ka kvazāri ir ļoti aktīvi radioviļņu diapazonā, kurā Seiferta galaktikas lielākoties klusē. Iespējams, ka tas saistīts ar galaktiku centrālo melno caurumu virzienu attiecībā uz mūsu galaktiku.

Šobrīd nav skaidri zināma aktīvo galaktiku evolūcija un par to pastāv tikai dažādas versijas, taču aktīvo galaktiku kodoli ir visspilgtākie EMV starojuma avoti Visumā un tiem ir noteicoša loma kosmoloģijas modeļu izprašanā.

## Atsauces