A Seyfert-galaxisok egyesített modellje

Az előző bejegyzésben röviden bemutatott AGN-ek egyesített elméletét először a Seyfert-galaxisok különböző típusainak összeboronálására találták ki. A Seyfert-galaxisok magja is AGN, a Seyfertek az AGN-ek egyik (népes) alosztályát alkotják. Nem meglepő módon ezek az objektumok is további kisebb csoportokra oszthatók: 

• 1-es típusú Seyfertek (Seyfert 1, Sy 1), amelyek optikai színképében megfigyeltek széles és keskeny emissziós vonalakat is.
• 2-es típusú Seyfertek (Seyfert 2, Sy 2), amelyek optikai színképéből hiányoznak a széles emissziós vonalak.
• Emellett vannak átmeneti osztályok is: Sy 1.2, Sy 1.5, Sy 1.8, stb. Ezeket a színképükben megfigyelhető hidrogéntől származó Balmer-vonalak szélessége alapján kategorizálták. (Magasabb számok csökkenő vonalszélességet jelentenek.)
• Hogy a képet tovább bonyolítsuk, léteznek még az úgynevezett Narrow Line Seyfert 1 galaxisok (NLS1), azaz a keskeny vonalas egyes típusú Seyfertek is. Ezek a Sy 1-es objektumok összes jellemzőit mutatják, de a hidrogén Balmer-vonalaik a legkeskenyebbek és számos egyéb extra tulajdonsággal is rendelkeznek: például különösen erős az egyszeresen ionizált vas vonaluk és  jelentős változékonyságot mutatnak a röntgentartományban. Mindkét említett tulajdonság az akkrécióhoz köthető (az ionizált vas vonal az akkréciós korong belső tartományából származik) és így az anyagbefogás mértékéről és folyamatáról közöl információt.

(Ugyan nem a Seyfertek közé tartoznak, de hasonló AGN-k a LINER (low-ionization nuclear emission line region) galaxisok. Ezek a leghalványabb AGN-ek, színképük a Sy 2-esekére hasonlít, de az alacsonyan ionizált emissziós vonalaik erősebbek.)

A széles vonalak a BLR-ból, a fekete lyukhoz közeli térrészből származnak, míg a keskeny vonalak a távolabbi NLR felhőiből. Az egyes és kettes típusú Seyfertek tehát alapvetően különbözőnek tűntek az optikai spektrumuk alapján, egész addig, amíg meg nem vizsgálták a kibocsátott vonalaikat a  polarizált tartományban (Miller & Antonucci, 1983; Antonucci & Miller, 1985). A polarizált optikai spektrumban ugyanis a kettes típushoz tartozó források is mutatták a széles színképvonalakat! Erre a megfigyelésre az egyesített modell szolgáltat magyarázatot. Az Sy 1-esekben közvetlenül rálátunk mind a BLR-re, mind az NLR régióra, míg a Sy 2-esek esetén olyan szög alatt látunk rá az objektumra, hogy a BLR-t kitakarja az árnyékoló portórusz. Viszont polarizált fényben a központi régiót körülvevő tóruszon visszaverődő sugárzást látjuk, így a BLR-ből származó sugárzást is detektálhatjuk.

A későbbiek során további megfigyelési bizonyíték támasztotta alá a fenti modellt. Például lehetőség nyílt pár közeli Seyfert galaxisban közvetlenül megfigyelni a tóruszt:

HST/NASA/ESA

Röntgen mérések szintén azt mutatták, hogy az árnyékolásért, elnyelésért felelős anyagmennyiség Sy 2-eseknél szignifikánsan nagyobb, mint az átmeneti (Sy 1.8, Sy 1.9) osztályokba tartozó forrásoknál.

Azonban sikeressége ellenére az egyesített elmélet nem alkalmazható a LINER-ekre és az NLS1 típusú Seyfert-galaxisokra. Emellett a 2000-es évek eleje óta egyre több olyan Sy 2 megfigyelés történt, amelyeket az egyesített modell nem tud megmagyarázni. Például számos Sy 2-ben nem látnak széles emissziós vonalakat, még polarizált fényben sem. Ez magyarázható azzal, hogy ezekben az objektumokban a tórusz nem tökéletes visszaverő felület, de pár esetben bizonyítottnak tűnik, hogy léteznek olyan Sy 2 objektumok, amelyekből ténylegesen hiányzik a BLR. (Ezeket a forrásokat egyébként igazi (true) Seyfert 2 galaxisoknak nevezi az irodalom.) Szintén kérdéses, hogyan magyarázhatóak azok a megfigyelések, amikor Seyfert-galaxisok típust váltanak (azaz a korábban Sy 2-ként besorolt objektum, Sy 1 optikai spektrumot mutat).

Összefoglalva, az egyesített modell, habár sikeresen alkalmazható a különböző típusú Seyfert-galaxisok főbb tulajdonságainak leírására, egyedi objektumok esetén nem mindig lehet a megfigyeléseket csak a különböző látóiránnyal és elnyelődéssel magyarázni. Ezekben az esetekben valószínűleg az egyszerűsített modell mellett a rendszerre jellemző más fizikai paramétereket is figyelembe kell venni (ilyen lehet talán a központi fekete lyuk tömege, az akkréciós ráta, stb.).