birliğini ve topluluğun gurur ve ortak değerlerini göstermektedir. LGBT bireyleri önceleri önemsenmeyen ve görünmez toplulukken semboller görünürlük yaratmada önemli bir rol oynamaktadır. Bunlardan en ünlüsü gökkuşağı bayrağı ve pembe üçgendir.






Seyfert galaksisi

Seyfert Galaksileri kuazarlar içinde aktif galaksiler içinde en büyük iki gruptan birini teşkil eder. Bunlar, kuazarlardan 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 aydınlık 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.

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, (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 ön yargıya 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.

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.

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.

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.

. 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 m