Elles forment un des deux groupes importants de galaxies actives, l'autre groupe étant les quasars[3]. Elles ont été nommées d'après Carl Seyfert, qui a étudié ces objets au cours des années 1940.
Les galaxies de Seyfert ont été observées pour la première fois en 1908 à l'observatoire Lick par Edward A. Fath et Vesto Slipher. Ces derniers voulaient observer le spectre lumineux d'objets astronomiques qu'ils croyaient être des « nébuleuses spirales » à l'époque. Lors de leurs observations, ils ont remarqué que NGC 1068 émet six raies d'émission brillantes, ce qui était inhabituel car la plupart des objets astronomiques observés auparavant présentaient un spectre d'absorption semblable aux étoiles[5].
En 1926, Edwin Hubble observe les raies d'émission de M77 et de deux autres « nébuleuses » semblables. Il les classe dans la catégorie des objets extragalactiques[6]. En 1943, Carl Keenan Seyfert découvre d'autres galaxies similaires à NGC 1068 et indique que ces galaxies ont un noyau galactique très brillant et que celui-ci produit de larges raies d'émission[7].
Vers la fin des années 1950, d'autres caractéristiques sont découvertes sur les galaxies de Seyfert, entre autres que leur noyau est extrêmement compact, inférieur à 100 parsecs (pc) en taille, et d'une masse très élevée (≈109±1masses solaires), et que la durée de leur pic d'émission nucléaire est relativement court (>108 années)[3].
Les recherches se poursuivent au cours des années 1960-1970. En mesurant la taille de son noyau, des scientifiques découvrent que les raies d'émission dans NGC 1068 sont produites dans une région étendues sur mille années-lumière (a.l.) environ, ce qui est très petit comparativement au diamètre de la galaxie entière. À l'époque, il est difficile d'estimer les distances et âges des galaxies de Seyfert, car la brillance de leur noyau varie sur une échelle de temps de quelques mois et même quelques jours seulement[8]. En d'autres termes, on ne peut pas nécessairement déterminer leur âge en mesurant leur brillance et le temps parcouru par la lumière pour parvenir à la Terre[9].
En 1977, on constate que peu de galaxies de Seyfert sont elliptiques et que la plupart d'entre elles sont des galaxies spirales. De plus, on observe que les galaxies de Seyfert se retrouvent souvent en interaction[12]. Par la suite, l'analyse des données spectrophotométriques sur les galaxies de Seyfert permet de déduire que tous les spectres de Seyfert ne se ressemblent pas. Elles ont donc été classées en fonction des caractéristiques de leur spectre d'émission.
En astronomie, une galaxie active est une galaxie abritant un noyau supermassif en son centre entouré d'un bulbe galactique[2]. Ce noyau est une portion compacte au centre de la galaxie qui est beaucoup plus lumineuse que l'ensemble de la galaxie dans une partie ou dans l'ensemble du spectre. Ce sont les plus grandes sources de radiation électromagnétique de l'Univers[réf. souhaitée]. Selon leur type, la fréquence de luminosité d'une galaxie active peut varier de quelques heures à quelques années. De plus, ce noyau est entouré d'un disque de matière, le disque d'accrétion, qui peut, notamment, masquer en partie la pleine luminosité du noyau[13]. Les différents types de galaxies actives s'expliqueraient simplement par les différentes orientations qu'elles ont par rapport à la Terre. Ainsi, puisque ces galaxies possèdent d'importants nuages de gaz et de poussières, l'angle avec laquelle elles sont observées influence considérablement le spectre d'émission[14].
De plus, les galaxies actives possèdent différentes régions d'émission. En effet, il y a deux zones principales, toutes deux situées dans le disque d'accrétion et ayant des densités électroniques et températures différentes. L'une est plus près du centre de la galaxie, soit la BLR (Broad Lines Region), et l'autre, la NLR (Narrow-Line Region[15]
), est plus éloignée[16].
Les galaxies de Seyfert sont en très grande majorité de forme spirale. Comme mentionné plus haut, le noyau est extrêmement brillant, soit entre 108 et 1011 fois la luminosité du Soleil[14]. Les analyses du spectre lumineux de ces galaxies montrent une faible proportion des longueurs d'onde émise sous forme d'ondes radio et une moyenne et forte proportion d'émission sous forme, respectivement, de rayons gamma et de rayons X. Les observations infrarouges exposent des raies spectrales d'hydrogène, d'hélium, d'azote et d'oxygène. Cela est probablement dû au fait que les galaxies de Seyfert possèderaient une importante quantité de jeunes étoiles encore entourées de beaucoup de poussière, ce qui intercepte les longueurs d'onde faisant partie du spectre visible.
Ces galaxies correspondraient à plus de 5 % de la population totale des galaxies de l'Univers[17].
Classification
Les différents types de galaxies de Seyfert sont différenciés selon les caractéristiques des raies qu'elles émettent. Généralement, on observe deux types de raies : les raies permises et les raies interdites. Les raies permises sont larges et les raies interdites sont étroites. La différence entre ces deux types de raies réside dans les différences physiques du milieu qui les émet. Pour émettre une raie spectrale interdite, il faut un milieu avec une densité électronique très faible. Ces régions sont appelées NLR et sont situées loin du noyau de la galaxie. Quant à elles, les raies permises sont émises par des régions BLR, plus près du noyau et plus denses[18].
Les galaxies de Seyfert de type 1 émettent surtout des raies permises, comme celles de l'hydrogène. On y observe des raies interdites faibles, telles celle de l'oxygène doublement ionisé (OIII)[19]. Le spectre des raies permises produites dans le NLR d'une galaxie de Seyfert de type 1 se caractérise d'un continuum très bleu et large[20]. Celles de type 2 se constituent principalement de raies interdites étroites[19].
Il est généralement possible de différencier les types de galaxies de Seyfert par les caractéristiques observables de leur noyau. Ainsi, le type 1 serait orienté de telle sorte que le noyau, ainsi que les jets de rayonnement perpendiculaires au disque d'accrétion, qu'il formerait un angle se situant entre 30 et 60 degrés par rapport à la terre. Le type 2, moins intense, permet d'observer la galaxie que sur le même axe que son disque d'accrétion, ce qui indiquerait une galaxie qui ne présente presque pas d'angle d'inclinaison par rapport à la Terre[21],[22].
Il existe aussi des galaxies intermédiaires se trouvant entre les types 1 et 2. Leur spectre de raie montre un pic central beaucoup plus étroit avec des ailes plus ou moins larges. Les types intermédiaires sont alors classés selon un ordre numérique fractionnaire en fonction de la largeur de leurs ailes, soit les galaxies de type 1.2, 1.5, 1.8 et 1.9. Plus le nombre est grand, plus les ailes sont larges et moins les galaxies présentes de fortes émissions dans les différentes longueurs d'onde[19].
↑(en) Thomas F. Adams, « A Survey of the Seyfert Galaxies Based on Large-Scale Image-Tube Plate », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 33, , p. 19–34 (DOI10.1086/190416, Bibcode1977ApJS...33...19A).
↑(en) Hagai Netzer et Ari Laor, « Dust in the narrow-line region of active galactic nuclei », The Astrophysical Journal, vol. 404, , p. L51 (ISSN0004-637X, DOI10.1086/186741).
↑(en) « Hubble Space Telescope STIS Ultraviolet Spectral Evidence of Outflow in Extreme Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 611, (lire en ligne).
↑Olivier Esslinger, « Le modèle unifié des galaxies actives », sur Astronomie & astrophysique, 27 avril 2011 (dernière mise à jour le 3 janvier 2015) (consulté le ).
↑(en) V. Singh, P. Shastri et G. Risaliti, « X-ray spectral properties of Seyfert galaxies and the unification scheme », Astronomy & Astrophysics, vol. 532, , A84 (ISSN0004-6361, DOI10.1051/0004-6361/201016387).
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