É aos trabalhos do astrónomo americano Carl K. Seyfert, efectuados em 1943, que se deve a descoberta desta classe de galáxias que, desde então, herdaram o seu nome. Estes objectos têm a particularidade de possuir, no centro, e para além da radiação térmica das estrelas, uma importante fonte de energia, particularmente luminosa, que liberta uma potência total da ordem daquela emitida pela nossa Galáxia. Esta região central denomina-se núcleo activo de galáxia (a abreviação inglesa que se usa habitualmente para as designar é AGN). O termo AGN engloba uma família de objectos de luminosidades muito diferentes que compreende, para além das galáxias de Seyfert, as rádio-galáxias(1), e os quasars(2). No caso das galáxias de Seyfert, a luminosidade do AGN é da mesma ordem de grandeza que a da galáxia hóspede, esta última sendo, geralmente, uma galáxia espiral (ver secção II).
Fig. 1 Espectros típicos de galáxias de Seyfert 1 e 2 e de uma galáxia "normal" como a nossa própria Galáxia. O espectro das galáxias de Seyfert é formado por riscas intensas: largas e estreitas no caso das Seyfert de tipo 1, e unicamente estreitas no caso das Seyfert de tipo 2.O núcleo de uma galáxia de Seyfert caracteriza-se igualmente pela presença, no seu espectro de radiação, de riscas de emissão intensas que revelam a existência de gás fortemente ionizado (a recombinação dos electrões livres com os átomos ionizados produz fotões com comprimentos de onda bem definidos formando, deste modo, as riscas de emissão). Algumas destas riscas podem ser largas (ver figura 1), o que indica - caso interpretemos este alargamento como sendo devido ao efeito Doppler - que algumas das regiões emissoras estão animadas de movimentos rápidos que podem atingir vários milhares de quilómetros por segundo.
Fig. 2 a) Imagens de diferentes galáxias de Seyfert.Num estudo mais detalhado do espectro de riscas de várias galáxias de Seyfert, os astrónomos Khachikian e Weedman aperceberam-se, no início dos anos 70, de que que estas se dividem em 2 sub-classes diferentes: as Seyferts de tipo 1 e as Seyferts de tipo 2. Em ambos os casos se observam riscas de emissão intensas mas, enquanto que as Seyfert 1 possuem riscas largas e estreitas, as Seyfert 2 apenas mostram riscas estreitas (figura 1). No entanto, já se observou a mudança de uma destas galáxias, no curso de alguns meses ou anos, do "estatuto" de Seyfert 1 para o de Seyfert 2 e reciprocamente, o que leva a crer que estas duas categorias são diferentes manifestações de um único tipo de objecto visto em condições físicas diferentes (ver próxima edição de "O Observatório").
As galáxias de Seyfert emitem também uma parte importante da sua energia no domínio dos raios ultra-violeta, X e gama. As observações nestes comprimentos de onda (possíveis apenas por meio de satélites, uma vez que a atmosfera terrestre absorve a quase totalidade desta radiação) mostram uma grande variabilidade. Podem-se assim observar variações de luminosidade de um objecto de um factor 2 ou mais em alguns meses ou mesmo em apenas alguns dias. Esta variabilidade extremamente rápida limita a estimativa do tamanho das regiões emissoras a algumas semanas-luz, visto que uma fonte de radiação extensa não pode variar globalmente mais depressa do que o tempo que a luz demora a atravessá-la. O estudo desta radiação de altas energias permite, por isso, ter informações directas sobre os processos que têm lugar nas regiões mais centrais destas galáxias.
II. Galáxias predominantemente espirais
Os cientistas rapidamente se aperceberam que as galáxias de Seyfert são, maioritariamente, galáxias espirais (ver figuras 2a, 2b) embora não se saiba ainda explicar a razão deste facto.
Fig. 2 b) Classificação morfológica de aproximadamente 200 galáxias de Seyfert, de tipo 1 e 2, segundo a sequência de Hubble (representada na figura c). As zonas escuras nos histogramas representam a proporção de galáxias barradas dentro de cada classe.As Seyfert representam, aproximadamente, 1% do número total das espirais conhecidas. Trabalhos recentes, efectuados com a câmara planetária do telescópio espacial Hubble, permitiram, em particular, realizar um estudo estatístico sobre a morfologia de 205 das galáxias de Seyfert mais próximas. Como mostra a figura 2b), as Seyfert 1 parecem pertencer sobretudo ao tipo Sa, enquanto que as Seyfert 2 se distribuem de maneira equivalente entre os tipos Sa, Sb e Sc.
Fig. 2 c) Classificação de Hubble das galáxias segundo a sua morfologia.De acordo com a classificação de Hubble (representada na figura 2c), tal facto poderia significar que as Seyfert 1 têm uma maior proporção de estrelas velhas e uma menor quantidade de gás e regiões de formação estelar relativamente às Seyfert 2. Estas últimas possuiriam, por sua vez, uma importante quantidade de poeira (grãos de silicato, grafite, etc). Neste contexto, as galáxias de Seyfert que transitam, no espaço de alguns meses ou anos, do "estatuto" de Seyfert do tipo 1 ao tipo 2, poderiam ser galáxias num estado de evolução intermédio entre estes dois tipos de objectos.
(1) Uma rádio-galáxia é um AGN que possui uma emissão intensa no
comprimento de onda do rádio, emissão essa que provém principalmente de jactos de matéria expulsa do centro da galáxia. As rádio-galáxias são, geralmente, galáxias elípticas.
(2) Um quasar (acrónimo inglês para "fonte rádio quasi estelar") é um
AGN cuja luminosidade é muito superior àqula da galáxia hóspede. São os objectos mais distantes que se conhecem.
Doutor Pierre Olivier Petrucci
Observatório Astronómico de Brera, Milão