náhled|vpravo|Galaxie Kružítko, Seyfertova galaxie typu II Seyfertova galaxie je jeden ze dvou hlavních druhů galaxií s aktivním galaktickým jádrem. Druhým hlavním zástupcem této skupiny jsou kvasary. Seyfertovy galaxie mají jádro podobné kvasarům (velmi zářivé vzdálené jasné zdroje elektromagnetického záření) s velmi vysokou plošnou jasností a jejich spektrum obsahuje výrazné spektrální čáry způsobené silnou ionizací, ale na rozdíl od kvasarů jsou kolem jádra viditelné další části galaxie.
Mezi Seyfertovy galaxie patří přibližně 10 % galaxií a řadí se mezi nejvíce studované astronomické objekty kvůli předpokladu, že jsou poháněny stejnými jevy jako kvasary, ale na rozdíl od nich se nacházejí blíže k Zemi a jsou méně zářivé. Tyto galaxie mají ve svém středu obří černou díru, která je obklopená akrečním diskem hmoty padající do černé díry. Akreční disk se považuje za zdroj u nich pozorovaného ultrafialového záření. Pomocí ultrafialových emisních a absorpčních čar je možné snadno určit složení hmoty akrečního disku.
Většina Seyfertových galaxií vypadá ve viditelném světle stejně jako běžné spirální galaxie, ale na jiných vlnových délkách je svítivost jejich jádra srovnatelná se svítivostí celé galaxie o velikosti Mléčné dráhy.
Seyfertovy galaxie jsou pojmenovány po Carlu Seyfertovi, který je poprvé popsal v roce 1943.
Objev náhled|Messier 77, jedna z prvních objevených Seyfertových galaxií Seyfertovy galaxie poprvé zjistili Edward A. Fath a Vesto Slipher v roce 1908, když na Lickově observatoři sledovali spektra astronomických objektů tehdy nazývaných „spirální mlhoviny“, tedy vlastně spirální galaxie. Fath a Slipher objevili ve spektru galaxie Messier 77 (M77) šest jasných emisních čar, což bylo překvapivé, protože většina podobných objektů měla absorpční spektrum podobné hvězdám.
Edwin Hubble v roce 1926 pozoroval M77 a další dvě podobné „mlhoviny“ a označil je za extragalaktické objekty. Carl Keenan Seyfert v roce 1943 objevil další galaxie podobné M77 a zjistil, že tyto galaxie mají velmi jasné jádro vzhledem podobné hvězdě, které ovšem vykazují spektrum se širokými čarami. V roce 1944 byla na rádiových vlnách o kmitočtu 160 MHz objevena rádiová galaxie Cygnus A a tento objev byl potvrzen v roce 1948, když bylo dokázáno, že jde o samostatný zdroj. S použitím interferometrie bylo zjištěno, že tato galaxie má dvě oblasti, ze kterých rádiové záření vychází. Během následujících let byly objeveny další rádiové zdroje, jako například pozůstatky supernov. V 50. letech 20. století byly určeny další důležité vlastnosti Seyfertových galaxií, jako například skutečnost, že jejich jádra mají velmi malý rozměr (méně než 100 parseků, tedy jsou nerozlišitelná), mají obrovskou hmotnost (≈109±1 hmotností Slunce) a doba trvání nejsilnějšího jaderného záření je větší než 100 milionů let.
náhled|vlevo|NGC 5793 je Seyfertovou galaxií vzdálenou asi 150 milionů světelných let v souhvězdí Vah Během dalších dvou desítek let se vědci snažili hlouběji porozumět vlastnostem Seyfertových galaxií. Bylo provedeno několik přímých měření skutečné velikosti jádra Seyfertových galaxií a bylo zjištěno, že emisní čáry v M77 vydává oblast o průměru více než tisíce světelných let. Vznikl také spor o to, zda je rudý posuv těchto galaxií kosmologického původu. Potvrzující odhady jejich vzdálenosti a stáří nebyly zaručené, protože jas jejich jádra se mění v průběhu několika let, a proto tvrzení o jejich vzdálenosti a pevné rychlosti světla nemohly být pokaždé použity k určení jejich stáří. Ve stejném období byl prováděn výzkum zaměřený na prohlídku, rozpoznání a zatřídění mnoha galaxií včetně Seyfertových. Začalo to v roce 1967, když Benjamin Markarjan zveřejnil seznam obsahující několik stovek galaxií vyznačujících se velmi silným ultrafialovým zářením. Poloha některých z nich byla upřesněna dalšími vědci v roce 1973. V té době se předpokládalo, že 1 % spirálních galaxií patří mezi Seyfertovy galaxie. V roce 1977 bylo zjištěno, že velmi málo Seyfertových galaxií patří mezi eliptické galaxie a většinou jde o spirální galaxie obyčejné nebo s příčkou. Během tohoto období také probíhaly snahy o spektrofotometrický rozbor Seyfertových galaxií. Začalo být jasné, že spektra těchto galaxií nevypadají vždy stejně, a tak začaly být řazeny do podskupin podle vlastností jejich emisního spektra. Nejprve bylo zavedeno jednoduché dělení na typ I a typ II podle poměrné šířky jejich emisních čar. Později bylo zjištěno, že některá Seyfertova jádra mají přechodné vlastnosti, a proto byly zavedeny další podskupiny: 1,2, 1,5, 1,8 a 1,9. (viz Třídění). Prvotní průzkumy Seyfertových galaxií byly zkreslené, protože započítávaly pouze nejjasnější představitele této skupiny. Pozdější průzkumy zahrnující i méně jasné a zastíněné Seyfertovy galaxie ukazují, že je tento jev poměrně častý a vyskytuje se u 16 ± 5 % všech galaxií. V blízkém okolí Mléčné dráhy (do 27 Mpc) se dokonce nachází několik desítek Seyfertových galaxií. Seyfertovy galaxie tvoří podstatnou část Markarjanových galaxií, což je katalog galaxií vykazujících ve svém jádře přebytek ultrafialového záření.
náhled|upright=0.8|Černá díra uprostřed Seyfertovy galaxie NGC 5793 na snímku ve viditelné a ultrafialové oblasti
Vlastnosti Aktivní galaktické jádro je hustá oblast uprostřed galaxie, která má v určitých úsecích elektromagnetického spektra nadprůměrný zářivý výkon. Galaxie s aktivním jádrem se také nazývají aktivní galaxie. Aktivní galaktická jádra jsou nejvýraznějšími zdroji elektromagnetického záření v celém vesmíru a jejich vývoj udává hranice kosmologických modelů. V závislosti na jejich typu se jejich zářivost může měnit v časovém měřítku od několika hodin po několik let. Dva největší druhy aktivních galaxií jsou kvasary a Seyfertovy galaxie a hlavní rozdíl mezi nimi je v množství jimi vydávaného záření. Jádro běžné Seyfertovy galaxie vydává ve viditelném světle záření srovnatelné se součtem záření všech hvězd v takové galaxii, zatímco jádro kvasaru je přinejmenším 100x jasnější než její hvězdy. Seyfertovy galaxie mají mimořádně jasná jádra, jejichž zářivost je 108 až 1011 Sluncí. Pouze asi 5 % z nich září na rádiových vlnách; jejich záření je středně silné v oblasti záření gama a silné v rentgenové oblasti. Jejich viditelné a infračervené spektrum ukazuje velmi jasné emisní čáry vodíku, helia, dusíku a kyslíku. Tyto čáry vykazují silné Dopplerovo rozšíření, ze kterého můžeme odvodit rychlosti hmoty od 500 do 4 000 km/s a které pravděpodobně vzniká blízko akrečního disku obklopujícího centrální černou díru.
Eddingtonova svítivost náhled|upright=0.8|Aktivní galaxie Markarian 1018 má v jádru obří černou díru. Spodní hranice hmotnosti ústřední černé díry může být vypočítána pomocí Eddingtonovy svítivosti, což je jev způsobený tlakem záření. Předpokládejme, že je černá díra obklopena diskem svítícího plynu. Přitažlivé síly působící na hmotu disku a odpudivé síly způsobené tlakem záření se dají popsat zákonem převrácených čtverců. Pokud je gravitační síla způsobená černou dírou menší než odpudivá síla tlaku záření, disk se rozptýlí do okolí.Gravitační síla Fgrav černé díry se může vypočítat následovně:
kde G je gravitační konstanta, mp je klidová hmotnost protonu a MBH,r hmotnost a poloměr černé díry.
Síla tlaku záření Frad se dá odvodit podobně jako u hvězd za předpokladu kulové symetrie:
kde p je hybnost, t je čas, c je rychlost světla, E je energie, σt je Thomsonův průřez a L je zářivý výkon.
Zářivý výkon černé díry musí být menší než Eddingtonova svítivost LEddington, která je dána jako:
kde Msolar je sluneční hmotnost a Lsolar je sluneční zářivost.
Takto se dá pomocí pozorované zářivosti (která by měla být menší než Eddingtonova svítivost) odhadnout přibližná spodní hranice hmotnosti ústřední černé díry uprostřed aktivní galaxie. Toto odvození je často používané přiblížení, ale když se vezme v úvahu skutečný tvar akrečního disku, dá se dojít k výsledkům, které se značně liší od této hodnoty.
Záření náhled|upright=0.8|Model aktivního galaktického jádra: černá díra obklopená akrečním diskem, vnější prstenec a polární výtrysky z jádra. Emisní čáry pozorované ve spektru Seyfertových galaxií mohou pocházet z povrchu samotného akrečního disku, nebo také z oblaků plynu zářícího díky ionizačnímu kuželi. Přesné umístění zářící oblasti se nedá snadno určit kvůli nedostatečnému rozlišení galaktického jádra na snímcích. Ovšem každá část akrečního disku má vůči směru pohledu pozorovatele odlišnou rychlost a čím rychleji plyn obíhá kolem černé díry, tím širší jsou emisní čáry ve spektru. Podobná závislost rychlosti na poloze se vyskytuje i u větrů v zářícím disku.
Předpokládá se, že úzké čáry ve spektru pocházejí z vnějších oblastí aktivního galaktického jádra, kde se hmota pohybuje nižšími rychlostmi, zatímco široké spektrální čáry vznikají blízko u černé díry. Časová stálost úzkých čar dokazuje, že musí vycházet z rozsáhlé oblasti, naopak široké čáry se mohou měnit v poměrné krátkých časových úsecích. Tato proměnnost se využívá k určení umístění a stavby zářící oblasti pomocí techniky zvané . Tato technika zkoumá stavbu a pohyby oblasti vysílající široké spektrální čáry pomocí pozorovaných změn těchto čar, které jsou způsobeny předchozími změnami spojitého spektra. Podmínkou k využití této techniky je předpoklad, že spojité spektrum vychází z jediného ústředního zdroje. Tato technika byla použita k průzkumu 35 aktivních galaktických jader a posloužila k výpočtu hmotností jejich ústředních černých děr a rozměru oblastí vysílajících široké spektrální čáry.
Z pozorování několika rádiově hlučných Seyfertových galaxií vyplynula domněnka, že rádiové záření u nich vzniká jako synchrotronové záření ve výtrysku. Infračervené záření je způsobeno zářením v jiných oblastech spektra, které prach blízko jádra přesune do infračervené oblasti. O fotonech s nejvyšší energií se předpokládá, že vznikají inverzním Comptonovým jevem ve velmi horké koróně blízko černé díry.
Třídění náhled|upright=0.8|Uprostřed Seyfertovy galaxie NGC 1097 sídlí obří černá díra o hmotnosti 100 milionů hmotností Slunce Podle spektrálních čar v jejich spektrech byly Seyfertovy galaxie nejprve rozděleny na typ I a typ II. Spektrum Seyfertových galaxií typu I obsahuje široké spektrální čáry, které zahrnují jak povolené čáry (například H I, He I nebo He II), tak užší zakázané čáry (například O III). Obsahuje také některé užší povolené čáry, ale i tyto užší čáry jsou mnohem širší než u obyčejných galaxií. Ovšem spektrum Seyfertových galaxií typu II obsahuje pouze úzké čáry, ať už povolené nebo zakázané. Zakázané čáry jsou spektrální čáry, které vznikají takovými přeskoky elektronů mezi energetickými hladinami, které normálně pravidla kvantové mechaniky zakazují, ale přesto mají určitou pravděpodobnost samovolného výskytu. Název "zakázané" je poněkud matoucí, protože příslušné přeskoky elektronů nejsou zakázané, ale spíše velmi nepravděpodobné.
náhled|vlevo|upright=0.8|NGC 6300 - Seyfertova galaxie typu II v jižním souhvězdí Oltáře V některých případech spektrum obsahuje široké i úzké čáry, což byl důvod k zařazení takových galaxií do přechodné skupiny mezi typem I a typem II. Spektrum některých takových galaxií se v průběhu několika let změnilo z přechodného typu na typ II, ale typické široké emisní čáry Hα se neztratily buď vůbec, nebo pouze výjimečně.