Les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales ou irrégulières contenant un noyau extrêmement brillant qui peut parfois surpasser la luminosité de l'entièreté de la galaxie environnante. C'est un type de galaxie active, nommé d'après Carl Seyfert qui étudia ces objets durant les années 1940.

Les variations de la luminosité du noyau central s'effectuent en moins d'un an ; ce qui implique que la région émettant cette lumière doit être plus petite qu'une année-lumière, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir.

Les galaxies de Seyfert sont caractérisées par un noyau extrêmement brillant et par un spectre présentant des raies d'émission très brillantes pour l'hydrogène, l'hélium, l'azote et l'oxygène. Ces raies d'émissions présentent un fort élargissement Doppler correspondant à des vitesses de l'ordre de 500 à 4000 km/s. On pense que ces lignes sont produites dans un disque d'accrétion entourant un trou noir. Ceci est confirmé par le fait que les raies fines ne varient pas de façon détectable, ce qui implique que la région d'émission est grande, contrairement aux raies larges qui peuvent varier pendant des laps de temps relativement courts. Les galaxies de Seyfert montrent aussi des émissions fortes dans les domaines radio, infrarouge, ultraviolet et RX du spectre électromagnétique.

  Classification des galaxies de Seyfert

Historiquement, les galaxies de Seyfert furent d'abord classées en « type 1 » ou « type 2 » selon que leur spectre montrait à la fois des raies fines et des raies larges ou seulement des raies fines.

Actuellement on utilise une classification fractionnaire dépendant de l'intensité relative des composantes fines et larges (par exemple « type 1,5 » ou « type 1,9 »).

On suppose que les raies fines et les raies larges proviennent toutes deux du disque d'accrétion mais que les raies larges proviennent des régions les plus internes du disques. Ainsi, si le disque est vu par la tranche, les régions internes sont invisibles et on ne voit que les raies fines. La différence entre les galaxies de type 1 et 2 se situe donc très probablement au niveau de l'inclinaison sous laquelle est vu le disque : à faible inclinaison on a une Seyfert 1, et à plus forte inclinaison, on a une Seyfert 2. Si la galaxie est vue de face, il est possible que l'on soit sensible à l'émission éventuelle du jet émis par le voisinage immédiat du trou noir. Dans ce cas le spectre est très différent, et on parle de blazar.

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