**세이퍼트 은하**는 퀘이사와 같이 활동은하에 관한 두개의 큰 분류 중 한 분류이다. 이들은 퀘이사와 유사한 은하핵을 가지고 있다. 은하핵은 매우 높은 표면밝기를 가지며, 스펙트럼에서 강렬한 고이온화 방출선을 보여준다.

세이퍼트 은하는 모든 은하의 약 10%를 차지하며

가시광선에서 보여지는 대부분의 세이퍼트 은하는 정상나선은하처럼 보인다. 그러나 다른 파장에서 연구할 때, 은하핵의 광도가 우리은하 크기의 은하 전체 광도와 맞먹을 정도로 강렬한 것이 명확하게 보이게 된다.

세이퍼트 은하의 명칭은 1943년 이 유형을 처음으로 분류한 칼 세이퍼트의 이름을 따서 붙여졌다.

## 발견
세이퍼트 은하는 1908년에 "나선성운"으로 여겨지던 천체의 스펙트럼을 관측하기 위해 릭 천문대를 이용한, 에드워드 A. 패드와 베스토 슬라이퍼에 의해 처음으로 관측되었다. 이들은 NGC 1068이, 대부분의 천체가 별과 동일한 흡수 스펙트럼을 보여주는 것으로 관측됨에도 불구하고 특이한 것으로 간주되는 여섯개의 밝은 방출선을 보여준다는 것에 대해 주목했다.

1926년, 에드윈 허블은 NGC 1068과 다른 두 "나선성운"의 방출선을 관측하여 이들을 외부은하 천체로 분류하였다.

1960~1970년대에는 세이퍼트 은하의 특징에 관해 더 나은 이해를 위한 연구가 수행되었다. 세이퍼트 은하핵의 실제 크기에 관한 몇 안되는 직접적 측정이 이루어졌는데, NGC 1068의 방출선이 직경 1000 광년 이상의 영역에서 형성된다고 확인되었다.

## 특징
활동은하핵(AGN)은 전자기 스펙트럼에서 보통 광도의 은하보다 큰 광도를 가지는 은하의 중심에 있는 협소한 영역이다. 활동은하핵을 가지는 은하는 활동은하(''active galaxy'')라고 불린다. 활동은하핵은 우주에서 매우 밝은 전자기 복사 방출원으로, 이들의 진화는 우주론적 모형에서 통제변인이 된다. 유형에 따라서, 이들의 광도는 수시간에서 수년 단위의 시간에 따라 변한다. 활동은하의 가장 큰 두 분류는 퀘이사와 세이퍼트 은하로, 두 유형의 주요한 차이점은 이들이 방출하는 복사에너지의 양이다. 일반적인 세이퍼트 은하에서의 핵방출원은 가시광선 파장에서 은하를 구성하는 별 전체가 방출하는 복사에너지의 양과 맞먹는 양의 복사를 방출하지만, 퀘이사에서의 핵방출원은 은하를 구성하는 별 전체가 방출하는 것의 100배 만큼 밝다.

#### 에딩턴 광도
중심 블랙홀의 최소질량을 에딩턴 광도를 이용하여 계산할 수 있다.
''는 아래의 식 통해 계산할 수 있다.
여기서 ''G''는 중력상수, ''m'', ''r''은 각각 블랙홀의 질량과 반지름이다.

우리가 별을 구형 대칭으로 가정함으로써 밖으로 작용하는 복사력 ''F''을 유도할 수 있다.
여기서 ''p''는 운동량, ''t''는 시간, ''c''는 빛의 속도, ''E''는 에너지, ''σ''는 톰슨 단면적, ''L''은 광도이다.

블랙홀의 광도는 반드시 에딩턴 광도 ''L''보다 작아야 한다. 그러면 아래와 같이 주어진다.
여기서 ''M''는 태양의 광도이다.

#### 방출
세이퍼트 은하의 스펙트럼에서 보이는 방출선은 강착원반 자체의 표면에서나, 이온화 원뿔의 중심 방출원에 의해 빛나는 가스구름에서 비롯된 것이다. 방출영역의 정밀한 기하구조는 은하중심의 형편없는 해상도로 인해 추정하기 힘들다. 그러나 강착원반의 각 부분마다 우리의 시선 방향과 상관있는 속도가 다르고, 빠른 가스가 블랙홀 주변을 회전하고 있으므로, 넓은 방출선이 나타나게 될 것이다. 마찬가지로, 빛이 비추어지는 원반풍 또한 위치에 의존하는 속도를 가지고 있다.

좁은 선은 속력이 느린 활동은하핵의 외곽 부분에서 기원한 것으로 여겨지고 있고, 넓은 선은 블랙홀 근처에서 기원한 것으로 여겨지고 있다. 이는 넓은 선이 상대적으로 짧은 시간에 변하는데 비해, 좁은 선은 관측적으로 달라지지 않아 방출영역이 크다는 것을 암시하는 사실로부터 확인되었다. 반향측량(''reverberation mapping'')은 이 변화를 방출영역의 위치와 형태 측정을 시도하기 위해 이용하는 기술이다. 이 기술은 연속 스펙트럼에서의 변화의 반응인 방출선의 변화를 관측함으로써 넓은 선 방출영역의 구조와 운동을 측정한다. 반향측량의 이용은 단일 중심 방출원에서 기원한 연속 스펙트럼의 측정을 필요로 한다.

일부 강전파 세이퍼트 은하에서 관측되어온 전파방출은 제트에서 비롯된 싱크로트론 방출에 해당하는 것으로 여겨지고 있다. 적외선방출은 은하핵 근처 먼지에 의해 흡수된 빛이 다른 대역에서 재방출되면서 발생한 것이다. 매우 높은 에너지의 광자는 블랙홀 근처 고온의 코로나에서의 역콤프턴 산란에 의해 발생한 것으로 여겨지고 있다.

## 분류
세이퍼트 은하는 처음에 스펙트럼에서 보여지는 방출선에 따라 I형 또는 II형으로 분류된다. I형 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 H I과 He I 또는 He II 같은 허용선과, O III 같은 좁은 금지선을 모두 포함하는 넓은 선을 보여준다. 이들은 일부 좁은 허용선도 보여주지만, 그러한 좁은 선조차 보통 은하에서 보여지는 선보다 훨씬 넓다. 그러나 II형 세이퍼트 은하의 스펙트럼에서는 허용선 및 금지선이 모두 좁은 선으로 보인다. 금지선은 보통 양자역학의 선택규칙에 의해 허용되지 않지만 작은 자발적 발생 확률을 가지는 전자천이로 인해 발생하는 스펙트럼 선이다. 약간 특이하지만 실제로는 금지된 전자천이가 아니기 때문에 "금지"(''forbidden'')라는 단어는 약간 오해의 소지가 있다.

일부의 경우에서, 스펙트럼이 넓은 허용선과 좁은 허용선을 모두 보여주기도 하는데, 이는 이들이 1.5형과 같이, 왜 I형과 II형 사이의 중간형으로 분류되는지에 대한 이유다. 이러한 은하 일부의 스펙트럼은 몇년 사이에 1.5형에서 II형으로 변하기도 한다. 그러나, 특유의 넓은 Hα 방출선은 좀처럼 사라지지 않는다.

#### I형 세이퍼트 은하
I형 세이퍼트 은하는 매우 밝은 자외선 및 X-선 방출원으로, 가시광선에서도 매우 밝다. 이들은 스펙트럼에서 두 유형의 방출선을 가지는데, 수백 km/s(속도 단위로 측정) 폭의 좁은 선과 10

#### II형 세이퍼트 은하
II형 세이퍼트 은하는 밝은 핵과, 적외선 파장에서 밝게 보인다는 특징을 가지고 있다.

#### 중간형 세이퍼트 은하
1981년, 도널드 오스터브록은 스펙트럼의 가시적 외형에 따른 하위분류인 1.5, 1.8, 1.9형 세이퍼트 은하의 표기법을 소개했다. 수치적으로 큰 하위분류일수록 좁은 선에 대해 넓은 선 요소는 약하다. 예를 들면, 1.9형 세이퍼트 은하는 Hα선에서만 넓은 선 요소를 보여주고, 발머선 이상에서는 보여주지 않는다. 1.8형 세이퍼트 은하에서는 매우 약한 넓은 선이 Hα선 뿐만 아니라 Hβ선에서도 관측될 수 있다. 심지어 Hβ가 매우 Hα에 비해 매우 약하더라도 말이다. 1.5형 세이퍼트 은하에서는, Hσ선과 Hβ선의 세기가 같다.

#### 유사 세이퍼트 은하
I형에서 II형으로(1.2형에서 1.9형도 포함)의 세이퍼트 은하의 수열 뿐만 아니라, 세이퍼트 은하와 매우 유사하거나 그 하위분류로 간주될 수 있는 다른 유형의 은하들도 있다. 세이퍼트 은하와 매우 유사한 은하로는 1980년에 발견된 저이온화 좁은 선 방출 전파은하가 있다. 이러한 은하는 약이온화되거나 중성원자에서 기원한 강한 방출선을 가지고 있는데 비해, 강이온화된 원자에 의한 방출선은 그보다 상대적으로 약하다. LINER는 저광도 세이퍼트 은하와 많은 특징을 공유하고 있다. 사실, 가시광선에서 보았을 때, 이들 숙주은하의 전체적인 특징은 구별할 수 없다. 또한 이들 모두 넓은 선 방출영역을 보여주지만, LINER의 선 방출영역은 세이퍼트 은하보다 작은 밀도를 가지고 있다.

## 진화
우리가 관측한 활동은하의 대부분은 매우 멀리 있으며 큰 도플러편이를 보여준다. 이는 우주의 급팽창으로 인해 매우 빠른 속도로 멀어지기 때문으로, 활동은하가 우주 초기에 형성되었음을 암시한다. 퀘이사는 가장 먼 활동은하로, 일부는 120억 광년 거리에서 관측되기도 한다.

## 예
주목할 만한 세이퍼트 은하의 예 중 일부이다.