ümkün 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 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; 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.

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.

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-aydınlık kızılötesi galaksiler ve bunlar arasında bağlantılar olduğu ileri sürülmektedir.

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.

İşte Seyfert galaksilerine ait bazı önemli örnekler:


1. Kara deliğin yerçekimi kuvveti formula_1 kullanılarak hesaplanabilir:

formula_2

formula_3’nin yerçekiminin sabit olduğu yerde, formula_4 proton kütlesidir ve formula_5, formula_6 sırasıyla kütle ve kara deliğin yarıçapıdırlar. Biz yıldızların küresel bir simetriye sahip olduğunu varsayarak dışa doğru ışıma gücü formula_7 elde etmekteyiz:

formula_8

formula_9’nin ivme olduğu yerde, formula_10 zamanı, formula_11 enerjiyi, formula_12 ışık hızını, formula_13 ise Thomson enine kesiti simgeler. Karadeliğin parlaklığı verilen Eddington parlaklık formula_14’dan daha az olmalıdır. Ki o zaman,

formula_15

Olur ve formula_16 Güneşin toplam kütlesini ve formula_17 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.




Cornald Maas

Cornald Maas, Hollanda'da sunduğu talk showlarla tanından Hollandalı bir televizyon sunucusu. Frans Maas'in kardeşidir.




Katharina Bellowitsch

Katharina "Kati" Bellowitsch (d. 13 Haziran 1974), Avusturyalı radyocu ve televizyon sunucusu. Birçok kez Eurovision Şarkı Yarışması'nda Avusturya'nın oylarını açıklamıştır.




Éva Novodomszky

Éva Novodomszky (d. 19 Ocak 1974 in Szarvas, Macaristan), Macar gazeteci ve sunucu.

2007'den bu yana Eurovision Şarkı Yarışması'nın Macarca yorumculuğunu yapmaktadır, ve 2008 Eurovision Şarkı Yarışması'nın Macar Ulusal Finali'ni sunmuştur.




Kristiina Wheeler

Kristiina Wheeler (d. 1983), Finlandiyalı bir şarkıcı.







Inés Paz

Inés Paz Lemetre (d. Gijón, İspanya; 21 Şubat 1980), Televisión Española'dan bir sunucu ve muhabir. 2013 yılı