Сейферт карл

Cе́йфертовские галактики

У некоторых галактик основное выделение энергии происходит в я́драх. Ви́ктор Амаза́спович Амбарцумян назвал это явление активностью ядер галактик.
Гигантские спиральные галактики с активными ядрами получили название се́йфертовских. Их систематическое исследование начал в 1943 г. Карл Кинан Сейферт
(США). Он обнаружил в спектрах этих галактик очень широкие эмиссионные линии водорода, гелия, ионизованного желе́за. Обычно в галактиках эмиссионные линии
принадлежат газу, ионизо́ванному излучением горячих звёзд спектральных классов O, B (зоны ионизованного водорода), а также самим звёздам O, B. При этом ширина
линий соответствует скорости звёзд. Эти скорости порядка 200 км/с. Линии, которые обнаружил Се́йферт, имели ширину, соответствующую нескольким тысячам
км/с. Сейчас известны очень широкие линии се́йфертовских галактик, соответствующие скоростям до 30 000 км/с. Интересно, что широкие линии галактик
Сейферта относятся к разрешенным переходам в атомах и ионах, т.е. они образуются в плотном газе. В типичных зонах ионизованного водорода наблюдаются
запрещенные линии. Это различие обусловлено разной плотностью газа. В очень разреже́нных облаках возбуждё́нные состояния электронов с большим временем жизни
существуют долго, пока электрон спонтанно не перейдет в более низкое энергетическое состояние и не будет излучен квант света. В плотных облаках атомы
и ионы сталкиваются довольно часто, поэтому энергия электрона в возбужденном состоянии переходит при столкновениях в кинетическую энергию сталкивающихся
частиц. Эта энергия не успевает высветиться в виде квантов излучения. В плотных облаках возможно излучение только в разрешенных линиях, которые соответствуют
возбужденным состояниям с очень малым временем жизни, меньшим, чем время между столкновениями частиц. Большая ширина разрешенных линий в спектрах се́йфертовских
галактик соответствует большой скорости движения плотных облаков. В спектрах этих Галактик наблюдаются и запрещенные линии, ширина которых соответствует
скоростям до 500 км/с. В запрещенных линиях светят сера, азот, кислород, неон, железо, причем встречаются линии очень высокой степени ионизации. Я́дра
се́йфертовских галактик являются мощными источниками излучения от радио до рентгеновского диапазонов. Полная светимость ядра значительно превосходит
суммарную светимость сотен миллиардов звёзд всей галактики. Например, оптическая светимость ядра NGC1068 составляет 5•108LСолнца, а инфракрасная 1011LСолнца,
звёздная светимость галактики около 5•1010LСолнца. Спектр излучения ядер определяется тепловым излучением горячей плазмы, синхротронным излучением,
обратным комптон-эффектом. Основной генератор энергии в я́драх представляет собой, скорее всего, гигантскую чёрную дыру (масса которой около 108MСолнца).
Процессы, идущие в окрестности такой дыры, как показывают расчёты, в принципе, могут обеспечить энерговыделение ядер се́йфертовских галактик. К Галактикам с
активными ядрами относятся голубые Галактики Б.Е. Маркаряна (более 500 объектов разных морфологических типов). В работах М.А. Аракеляна и Э.А. Диба́я
анализировались две модели, объясняющие аномально голубой цвет галактик Маркаряна: интенсивное звездообразование и активность ядер этих эллиптических галактик.

Библиография

Сейферт, Карл К. (қаңтар 1943). «Спираль тұмандықтарындағы ядролық эмиссия». Astrophysical Journal. 97: 28–40. Бибкод:1943ApJ …. 97 … 28S. дои:10.1086/144488..mw-parser-output cite.citation{font-style:inherit}.mw-parser-output .citation q{quotes:»\»»»\»»»‘»»‘»}.mw-parser-output .id-lock-free a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-free a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/65/Lock-green.svg»)right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .id-lock-limited a,.mw-parser-output .id-lock-registration a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-limited a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-registration a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Lock-gray-alt-2.svg»)right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .id-lock-subscription a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-subscription a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/aa/Lock-red-alt-2.svg»)right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration{color:#555}.mw-parser-output .cs1-subscription span,.mw-parser-output .cs1-registration span{border-bottom:1px dotted;cursor:help}.mw-parser-output .cs1-ws-icon a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4c/Wikisource-logo.svg»)right 0.1em center/12px no-repeat}.mw-parser-output code.cs1-code{color:inherit;background:inherit;border:none;padding:inherit}.mw-parser-output .cs1-hidden-error{display:none;font-size:100%}.mw-parser-output .cs1-visible-error{font-size:100%}.mw-parser-output .cs1-maint{display:none;color:#33aa33;margin-left:0.3em}.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration,.mw-parser-output .cs1-format{font-size:95%}.mw-parser-output .cs1-kern-left,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-left{padding-left:0.2em}.mw-parser-output .cs1-kern-right,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-right{padding-right:0.2em}.mw-parser-output .citation .mw-selflink{font-weight:inherit}

Научная деятельность

С самого начала карьеры для Сейферта была характерна деятельность на переднем крае науки – в отношении как объектов исследования, так и методов и технологий. Уже в Гарварде под началом Х. Шепли он активно включился в исследования своего наставника – изучение переменных звёзд, цвета и яркости галактик, а также распределения галактик и ихскоплений в пространстве. Сейферт обнаружил, что известное на тот момент колоссальное скопление галактик в созвездиях Дева и Волосы Вероники (которое в настоящее время считается двумя отдельными скоплениями – скопление Девы и скопление Волос Вероники) имеет продолжение и в других созвездиях. Повышенная концентрация галактик в этой части неба была впервые обнаружена в 1784 г. У. Гершелеми объяснена имкакпроявление пластообразной крупномасштабной структуры Вселенной. После этого данное открытие было полностью забыто и повторно сделано Шепли по его каталогу ярких галактик 1932 г. Эта область оказалась экваториальной частью Местного сверхскопления галактик, окончательно выявленного Ж. А. де Вокулёром в 1953–1956 гг.

В 1936–1940 гг. в обсерватории Мак-Доналд Сейферт совместно с американским астрофизиком Д. Поппером проводил поиск необходимых для изучения Вселенной надёжных индикаторов расстояний до далёких объектов (стандартных свечей), измеряя абсолютные звёздные величины наиболее перспективных в этом отношении звёздвысокой светимостиспектрального класса В. Тогда же и в том же соавторстве Сейферт одним из первых изучал особенности межзвёздного поглощения света,существование которого было доказано в 1930 г. Он был одним из пионеров применения цветной фотографии и фотоэлектрической фотометриидля астрономических наблюдений, а в 1950-е гг. вместе с одним из сотрудников телевизионной станции Нашвилла провёл первые опыты по использованию телевизионной техники в астрономии.

В историю астрономии Сейферт вошёл как автор открытия нового типа галактик с активными ядрами, спектры которых отличались присутствием необычных широких линий излучения

На эту особенность, обнаруженную у нескольких сравнительно ярких галактик, некоторые астрономы обратили внимание ещё в 1908 г., не пытаясь, однако, её исследовать: в те годы сама природа таких объектов – маленьких туманностей, обладающих, как правило, загадочной спиральной структурой, – оставалась неизвестной. После установления Э. Хабблом их истинной природы как далёких галактик (1923–1924) Сейферт первым выделил галактики, обладающие компактным звездоподобным ядром с очень широкими и яркими спектральными линиями излучения, в отдельную группу

И хотя сам он в дальнейшем к этим объектам не возвращался, открытый им новый тип галактик с активными ядрами впоследствии получил название сейфертовских галактик (или «сейфертов»).

В честь К. Сейферта также назван кратер на обратной стороне Луны.

Биография

Родился 11 февраля 1911 г. в г. Кливленд (штат Огайо, США). В 1929 г. поступил в Гарвардский университет с целью продолжить семейную традицию и стать фармацевтом, как и его отец. Однако, прослушав курс астрономии Б. Бока, выбрал эту науку своей специальностью.

После окончания с отличием университета в 1933 г. получил первый опыт научной работы в 1933–1936 гг. в знаменитом центре астроспектроскопии – Гарвардской обсерватории под руководством X. Шепли. С 1936 по 1940 гг. работал научным сотрудником в новой обсерватории Мак-Доналд и в других обсерваториях. В 1940–1942 гг. Сейферт, как член Национального научно-исследовательского совета, проводил исследования в самой крупной в то время обсерватории мира – Маунт-Вилсон в Калифорнии. В годы Второй мировой войны и после неё, с 1942 по 1946 гг., Сейферт в качестве доцента Технологического института Кейса в г. Кливленд преподавал навигацию военным и участвовал в секретных научных исследованиях.

В 1946 г. Сейферт получил должность профессора физики и астрономии в частном университете Вандербилта в г. Нашвилл (штат Теннеси) с обязательством создать новую программу учебного курса астрономии. При этом Сейферт взялся и за создание при университете новой обсерватории (вместо небольшой учебной) с современным телескопом-рефлектором. Для этого он использовал полученную университетом опытную заготовку высококачественного зеркала из плавленого кварца диаметром 60 см (24 дюйма), которое было произведено компанией General Electric при подготовке к строительству крупнейшего на тот момент в мире 5-метрового (200-дюймового) телескопа для новой Паломарской обсерватории в Калифорнии. С помощью одного из своих влиятельных друзей, руководителя местной мосто- и судостроительной компании А. Дайера, Сейферту удалось получить содействие и финансовую поддержку от более чем 80 оптических фирм и разных фондов. Результатом шестилетних усилий Сейферта стала построенная в 1951–1953 гг. обсерватория с универсальным 60-сантиметровым телескопом, названная именем А. Дайера. Сейферт до конца жизни был её директором, оставаясь профессором университета.

К. Сейферт состоял членом многих научных обществ, в том числе британского Королевского астрономического общества (1946). В Нашвилле он в течение 10 лет занимал ответственные посты в Академии наук штата Теннесси: был членом её Исполнительного комитета (1947–1957), вице-президентом (1950–1951) и президентом (1951–1952). Он входил в совет директоров корпорации Associated Universities, Inc.(AUI), был членом совета директоров Ассоциации университетов по исследованиям в области астрономии. С 1955 по 1958 гг. Сейферт входил в совет Американского астрономического общества. Он был известен также своими увлекательными публичными лекциями и выступлениями по телевидению.

Его жизнь трагически оборвалась 13 июня 1960 г.: в возрасте 49 лет он погиб в автомобильной катастрофе, оставив вдову, бывшую сотрудницу Гарварда (брак с 1935), сына и дочь.

Библиография

Сейферт, Карл К. (январь 1943 г.). «Ядерная эмиссия в спиральных туманностях». Астрофизический журнал. 97: 28–40. Bibcode:1943ApJ …. 97 … 28S. Дои:10.1086/144488..mw-parser-output cite.citation{font-style:inherit}.mw-parser-output .citation q{quotes:»\»»»\»»»‘»»‘»}.mw-parser-output .id-lock-free a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-free a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/65/Lock-green.svg»)right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .id-lock-limited a,.mw-parser-output .id-lock-registration a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-limited a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-registration a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Lock-gray-alt-2.svg»)right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .id-lock-subscription a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-subscription a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/aa/Lock-red-alt-2.svg»)right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration{color:#555}.mw-parser-output .cs1-subscription span,.mw-parser-output .cs1-registration span{border-bottom:1px dotted;cursor:help}.mw-parser-output .cs1-ws-icon a{background:linear-gradient(transparent,transparent),url(«//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4c/Wikisource-logo.svg»)right 0.1em center/12px no-repeat}.mw-parser-output code.cs1-code{color:inherit;background:inherit;border:none;padding:inherit}.mw-parser-output .cs1-hidden-error{display:none;font-size:100%}.mw-parser-output .cs1-visible-error{font-size:100%}.mw-parser-output .cs1-maint{display:none;color:#33aa33;margin-left:0.3em}.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration,.mw-parser-output .cs1-format{font-size:95%}.mw-parser-output .cs1-kern-left,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-left{padding-left:0.2em}.mw-parser-output .cs1-kern-right,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-right{padding-right:0.2em}.mw-parser-output .citation .mw-selflink{font-weight:inherit}

7.3.2. Активные галактики window.top.document.title = «7.3.2. Активные галактики»;

Характерной особенностью излучения активных ядер галактик является их высокая мощность и переменность, происходящая на самых различных масштабах времени – от нескольких десятков часов до нескольких лет (в рентгеновском диапазоне спектра – вплоть до нескольких минут). Она свидетельствует о чрезвычайной компактности источника излучения.

Рисунок 7.3.2.1.Радиогалактика NGC5128 (Центавр A)

Основные свойства активных нестационарных галактик (сейфертовских галактик) можно сформулировать следующим образом:

1. Нестационарные явления в галактиках связаны с их ядрами, на которые приходится значительная доля излучения всей галактики (нередко в областях диаметром в 1 парсек выделяется мощность излучения, сравнимая со светимостью нашей Галактики).
2. Излучение ядер по наблюдениям в широком диапазоне длин волн является нетепловым.
3. Излучение ядер, как правило, является переменным.
4. Спектры излучения ядер содержат широкие эмиссионные линии, вызванные движением газа с большими скоростями.

Первое и четвертое свойства были сформулированы еще Карлом Сейфертом.

Активные галактики составляют примерно 1 % от общего числа спиральных галактик.

Энергию от галактик и квазаров можно оценить в относительных единицах:

Рисунок 7.3.2.2.Галактика Дева A с джетом

Активные галактики можно обнаружить по переменности их блеска. Кстати, целый ряд переменных внегалактических объектов был открыт астрономами и занесен в соответствующие каталоги переменных звезд, и только после получения данных о расстояниях до них догадались о внегалактической природе этих объектов. Такова, например, переменная звезда BW в созвездии Тельца, оказавшаяся мощным радиоисточником 3С120 с оптическим спектром, характерным для сейфертовских галактик. В качестве переменных звезд были уже известны и некоторые другие внегалактические объекты: AP Весов, Х Волос Вероники.

Переменность с большой амплитудой блеска как в радио, так и в оптическом диапазонах характерна для лацертид, названных так по имени BL Lacertae (объект в созвездии Ящерицы), первоначально известной как переменная звезда. У лацертид оптические спектры являются непрерывными. Блеск лацертид изменяется в широких пределах. Излучение лацертид сильно поляризовано (до 50–60 %), а это указывает на присутствие магнитного поля.

Рисунок 7.3.2.3.Источник Лебедь A – один из мощнейших радиоисточников нашего неба

Рисунок 7.3.2.4.Сейфертовская галактика Персей А

Таким образом, в настоящие время известно несколько тысяч галактик с нестационарными ядрами, которое можно разбить на три основные группы:

• галактики, подобные обнаруженным Сейфертом (сейфертовские галактики);
• радиогалактики и квазары;
• объекты типа BL Ящерицы (лацертиды).

В настоящее время общепризнано, что в центре некоторых активных галактик находится сверхмассивная черная дыра. Различие в излучении активных и спокойных галактик связано с разным характером падения вещества на сверхмассивные черные дыры в их ядрах. В активных галактиках много газа, поэтому в них мощные аккреционные диски.

Спектроскопия в астрономии

Астрономию в принципе интересует почти весь электромагнитный спектр: рентген, ультрафиолет, видимый свет, инфракрасные лучи и радиоволны. Хронологически люди сначала начали изучать видимую часть излучения, доходившего до поверхности Земли. Для других полос спектра приходится использовать различные методы из-за различия их физических свойств.

К примеру, озон и кислород поглощают свет с длиной волны до 300 нм. Также атмосфера Земли поглощает инфракрасное излучение. Поэтому для рентгеновской, ультрафиолетовой и инфракрасной спектроскопии приходится запускать космические телескопы.

Спектроскопия солнечного света родилась, когда Исаак Ньютон разделил белый свет на составляющие при помощи стеклянной призмы. В начале XIX века Йозеф Фраунгофер научился изготавливать очень качественные призмы, что позволило ему увидеть 574 тёмных линии во вроде бы непрерывном спектре. После этого он скомбинировал телескоп с призмой, благодаря чему смог наблюдать спектры Венеры, Луны, Марса и разных звёзд, в частности – Бетельгейзе.

Многие события, приведшие к появлению радиоастрономии, были удачными случайностями. Отцом радиоастрономии считается американский физик и радиоинженер Карл Янский. В начале 1930-х годов он, работая в лабораториях Белла, построил радиоантенну для поиска источников помех, возникавших в трансатлантических радиопередачах. Внезапно оказалось, что один из источников находится не на Земле, а где-то в центре Млечного Пути в районе созвездия Стрельца. В 1942 году английский радиоинженер Джеймс Стэнли Хей в ходе изучения помех, которые мешали работе радиолокаторов, открыл радиоизлучение активных областей на Солнце (сообщение об этом было опубликовано в 1946). По-настоящему же радиоастрономия родилась в 1951 году после открытия радиолинии нейтрального водорода. На её основе астрономы исследуют распределение нейтрального водорода и движения его облаков, а также ищут внеземные цивилизации.

В 1946 году во время изучения солнечного излучения на частоте 200 МГц при помощи единственной антенны, расположенной на скале над морем, учёные случайно записали результат интерференции двух лучей: один пришёл непосредственно от Солнца, а другой – отразившись от водной поверхности. Оказалось, что сравнение разности фаз приходящего электромагнитного излучения даёт возможность получить большую, чем у любого телескопа, разрешающую способность. Для этого можно использовать одновременно несколько радиотелескопов, и чем больше будет расстояние между ними, тем выше получится разрешение.

Рентгеновские детекторы позволяют исследовать излучение астрономических объектов, содержащих газы чрезвычайно высоких температур: от миллиона до сотен миллионов кельвинов. Рентгеновское излучение испускают несколько видов объектов: скопления галактик, чёрные дыры в активных ядрах галактик, останки сверхновых, одиночные звёзды и двойные звёздные системы, в которых одним из тел будет белый карлик, чёрная дыра или нейтронная звёзда.

Астрономияға қосқан үлесі

Карл Сейферт жұлдызды және галактикалық астрономиядағы әр түрлі тақырыптарда, сондай-ақ бақылау әдістері мен аспаптар туралы астрономиялық әдебиеттерде көптеген мақалалар жариялады.

1943 жылы ол жарық шығаратын жарқын ядролары бар галактикалар туралы еңбек жариялады шығарынды желісі сипаттамалық кеңейтілген эмиссиялық сызықтары бар спектрлер. Мысалдың прототипі Messier 77 (NGC 1068). Қазір бұл галактикалар класы деп аталады Сейферт галактикалары, оның құрметіне.

Кейс институтында болған кезінде ол және Джейсон Джон Нассау тұмандықтар мен жұлдызды спектрлердің алғашқы жақсы түсті суреттерін алды. 1951 жылы ол айналасындағы галактикалар тобын бақылап, сипаттады NGC 6027, қазір белгілі Сейферттің секстеті. Ол фотомультипликативті түтіктер мен теледидар техникасын астрономиялық қолдану және электронды басқарылатын телескоптық жетектер сияқты жаңа әдістермен айналысып, аспаптар жасау саласында белсенді жаңашыл болды.

Ай кратері Сейферт оның құрметіне аталған (29.1N, 114.6E, диаметрі 110 км). 24 дюймдік (610 мм) телескоп Дайер обсерваториясы ол үшін қайта аталды.

Американский астроном

Хаббла американским астрономом А.
 

На самом деле американский астроном Джордж Гербиг обнаружил две звезды в пыли туманности Ориона в 1955 году, которые не были видны на фотографиях, сделанных за несколько лет до этого.
 

Используя эти переменные, американские астрономы Кар-рус, Фокс, Гаас и Копал3) рассмотрели задачу о вспышках новых звезд. Они исследовали случай прогрессивных волн, сводящийся к автомодельному движению.
 

В 1924 году американский астроном Эдвин Хаббл направил новый 100-дюймовый телескоп, установленный в Вильсоне, штат Калифорния, на туманность Андромеды.
 

В 1936 году американский астроном Харвей Харлоу Ниннин-гер высказал предположение, что тектиты — это осколки материала, выброшенного с поверхности Луны ударом большого метеора и захваченные гравитационным полем Земли.
 

Примерно в 1929 г. американский астроном Хаббл обнаружил существование странной согласованности между расстоянием и скоростью туманности: все галактики движутся от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально расстоянию; другими словами, система спиральных туманностей расширяется — как раз так, как предполагали ранние мыслители, опираясь на примитивное сравнение этой системы с газом. Но если считать, что это расширение происходило в прошлом точно так же, как оно происходит сейчас, то мы приходим к идее, что вся система должна иметь начало — момент, когда вся материя была сосредоточена в малом сверхядре, и, следовательно, можно рассчитать период времени, прошедший с этого сотворения мира до настоящего момента. Результат, полученный из данных Хаббла, — от 2 до 3 миллиардов лет.
 

Ответ бый Найден, когда американский астроном немецкого происхождения Вальтер ( Уолтер) Бааде обнаружил, что подход, который использовали для определения расстояния до галактик, был неправилен.
 

Икар открыт сравнительно недавно-в 1949 году — американским астрономом Вааде с помощью гигантского Паламарского телескопа. Пятиметрового диаметра стеклянный глаз нужен был тогда для того, чтобы обнаружить в черной бездне Вселенной эту крупинку вещества, диаметром всего около полутора — километров.
 

Дифракционные решетки, как известно, были изобретены американским астрономом Дэвидом Риттенхаузом примерно в 1785 г. и несколькими годами позже независимо Йозефом фон Фраунгофером, который опубликовал свои оригинальные исследования лишь в 1819 г. В ранних конструкциях дифракционная решетка представляла собой ряд очень тонких проволочек или нитей, навитых на два параллельных винта, которые выполняли роль рдспорок.
 

Количественное содержание химических элементов в атмосфере Солнца установлено американским астрономом Генри Ресселлом ( 1877 — 1957) при изучении солнечных спектров.
 

Ньюком, Саймон ( 1835 — 1909) — американский астроном, создал первый фундаментальный каталог звезд, определил астрономические постоянные.
 

Мультон, Форест Рей ( 1872 — 1952), Американский астроном.
 

Персиваль Ловелл или Лоуэлл ( 1855 — 1916), американский астроном, не имевший специального образования.
 

Сейферт, Карл Кинан ( 1911 — 1960) — американский астроном. Основные научные работы посвящены изучению галактик.
 

биография

Сейферт родился и вырос в Кливленд, Огайо, затем присутствовал Гарвардский университет, начиная с 1929 года. Он получил степень бакалавра наук. и М.С. степени в 1933 году и его докторская степень. в астрономии в 1936 году. Его диссертация была «Исследования внешних галактик» под руководством Харлоу Шепли. В диссертации рассматривались цвета и величины галактики.

В 1935 году Сейферт вышла замуж за астронома. Мюриэл Элизабет Мидии, известная своим вкладом в изучение кольцевых туманностей. У них было двое детей, дочь Гейл Кэрол и сын Карл Кинан Сейферт-младший.

В 1936 году Сейферт вошел в состав нового Обсерватория Макдональда в Техасе, где он помог запустить обсерваторию. Он оставался до 1940 года, работая с Дэниел М. Поппер о свойствах слабых B-звезд и продолжая свою работу над цветами в спиральные галактики.

В 1940 г. Сейферт отправился в Обсерватория Маунт Вильсон как парень с Национальный исследовательский совет. Он оставался там до 1942 года, изучая класс активных галактик, который сейчас называется Сейфертовские галактики. В 1942 году он вернулся в Кливленд, в Кейс технологический институт, где он обучал военнослужащих навигации и участвовал в секретных военных исследованиях. Он также провел некоторые астрономические исследования в Обсерватория Уорнер и Сваси Института кейсов.

В 1946 году Зейферт перешел на факультет Университет Вандербильта в Нэшвилле, штат Теннесси. В то время астрономическая программа у Вандербильта была очень маленькой. В университете была только небольшая обсерватория, оснащенная 6-дюймовым (150 мм) рефрактор, да и программа обучения скромная. Сейферт усердно работал над улучшением учебной программы и сбором средств на строительство новой обсерватории. В течение нескольких лет он получил значительную общественную поддержку сообщества Нэшвилла. В результате Обсерватория Артура Дж. Дайера с его 24-дюймовым (610 мм) отражатель был завершен в декабре 1953 года. Сейферт стал директором новой обсерватории и занимал эту должность до самой смерти. Сейферт также был местным метеорологом WSM-TV, филиала Nashville NBC, в 1950-е годы.

Сейферт погиб в автомобильной катастрофе в Нэшвилле 13 июня 1960 года; Жилая улица рядом с обсерваторией Дайера была впоследствии переименована в «Мемориал Карла Сейферта» в его честь.

Его вклад в астрономию

Карл Сейферт много публиковался в астрономической прессе по широкому кругу тем в звездной и галактической астрономии, а также по методам наблюдений и приборам.

В 1943 году он опубликовал статью о галактиках с яркими ядрами, излучающими свет с особенно широким спектром эмиссионных линий . Типичный пример — M77 (NGC 1068). Этот класс галактик теперь называется сейфертовскими галактиками в его честь ( NGC 1068, NGC 1275, NGC 3516, NGC 4051, NGC 4151, NGC 6251, NGC 7469, NGC 7314, NGC 1566, NGC 1672, NGC 5548, NGC 5033, NGC 5033, NGC 5033, NGC. 1808 г. ). Но мы также нашли позже: Fairall 9; Компас Галактика (ESO 97-G13); квазар QSO B2121 + 248 & радиосвязь B0038 + 328; IC 1515, Abell 1795  ; Abell 2256  ; 3C 66B  ; 3C 61,1; Мессье 77, Маркарян 231, Маркарян 590, H 2356-309 …

В Институте Кейса он и Нассау получили первые цветные изображения туманностей и звездных спектров хорошего качества. В 1951 году он наблюдал и описал группу галактик вокруг NGC 6027 : NGC 6027a, NGC 6027b, NGC 6027c, NGC 6027d, NGC 6027e, которые теперь называются секстетом Сейферта в созвездии Змеи .

Он был активным новатором в области приборостроения, участвовал в новых методах, таких как использование в астрономии фотоэлектронных умножителей и видеотехники, а также пилотирование телескопов с электронным управлением.

Лунный кратер Сейферта  (en) назван в его честь (29,1 N, 114,6 E, диаметр 110  км ). 24-дюймовый телескоп в обсерватории Дайера был переименован в его честь.

Светимость

Болометр на основе паутины для измерения реликтового излучения

Какое отношение имеют пауки к космосу? На основе паутины можно собрать болометр – прибор, позволяющий измерять интенсивность теплового излучения. В болометрах используется материал, электрическая проводимость которого меняется в зависимости от температуры.

К 1880 году Лэнгли усовершенствовал свой болометр так, что тот мог улавливать тепло коровы, находящейся на расстоянии в полкилометра. Такой детектор был чувствителен к изменениям температуры на 0,00001°C.
Сейчас появились различные приборы других конструкций, позволяющие проводить чувствительные измерения в тех или иных частях спектра, но в субмиллиметровом и миллиметровом диапазонах (дальнем инфракрасном излучении) болометрам всё ещё нет равных. В исследованиях на этих диапазонах их и используют в астрономии. Для лучшей чувствительности их охлаждают до температуры, всего на доли градуса превышающей абсолютный ноль.

Болометры используют для измерения яркости звёзд. Яркость – это то, насколько ярким излучающий объект кажется наблюдателю. Абсолютное количество энергии, испускаемое излучающим свет телом, называется светимостью. Видимая яркость объекта зависит от его светимости, расстояния от него до наблюдателя, а также от поглощения света любыми препятствиями, находящимися на линии, соединяющей источник света и наблюдателя.

Болометром нельзя измерить полную яркость звезды, поскольку они чувствительны лишь к определённой полосе спектра, а также потому, что до Земли доходит не всё излучение звезды. На практике измеряют лишь яркость на определённых длинах волн, а потом высчитывают полную светимость по моделям.

Звёздную светимость можно было бы измерять, зная размер звезды и её эффективную температуру. К сожалению, обычно угловой размер звезды измерить чрезвычайно трудно или вообще невозможно, а эффективную температуру можно лишь примерно оценить на основе спектра. Поэтому чаще для оценки светимости звезды используются её видимая яркость и расстояние до неё. Кроме этого, необходимо оценить межзвёздное ослабление — поглощение и рассеяние электромагнитного излучения веществом, находящимся в межзвёздном пространстве, в атмосфере Земли (если измерение происходит на поверхности планеты) и в непосредственной близости от звезды.

Поэтому одна из основных проблем астрономии – измерение трёх этих показателей. Межзвёздное поглощение, например, можно напрямую измерить, только зная видимую и реальную яркость звезды – но можно оценить на основе её цвета, по моделям, соотносящим ожидаемый уровень покраснения света из-за взаимодействия с межзвёздной материей.

В астрономии светимость звёзд часто обозначают через светимость Солнца, L_⊙. В современной классификации звёзды группируют по температурам. Массивные молодые энергичные звёзды класса О могут иметь температуру в 30 000 К, а более старые звёзды класса М – температуру до 3500 К. Поскольку светимость звезды пропорциональна температуре в четвёртой степени, разброс светимостей получается ещё больше. Самыми яркими обычно бывают самые молодые звёзды возрастом до нескольких миллионов лет.