Galaxia
Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable. Hay dos tipos normales y barradas.
Galaxia Seyfert
El modelo elaborado en los últimos 40 años que explica esta fenomenología es el siguiente: existe en el centro de esas galaxias un agujero negro supermasivo, con masas del orden de 10-10 masas solares. A pocas unidades astronómicas se encuentra un disco de material gaseoso que está sometido a fuerzas viscosas con una enorme turbulencia y que debido a esto cae hacia el agujero negro. Esto conlleva una notable pérdida de energía potencial gravitacional, la cual es enorme, teniendo en cuenta la enorme masa del cuerpo central. La pérdida de la energía potencial se traduce en una enorme liberación de energía radiante, principalmente en la región del ultravioleta y los rayos X. Esta región fuente se conoce como disco de acreción. La radiación proveniente de allí es tan intensa que hace perder electrones a los átomos que integran nubes que están en regiones ya bastante alejadas. Se dice entonces que la fuente es emisora de radiación fotoionizante. Las nubes de gas se ionizan pero tarde o temprano el sistema entra en equilibrio: hay ionización, pero también el proceso inverso: recombinación. Entonces las nubes cercanas (BLR) como lejanas (NLR) se convierten ellas mismas en emisoras de radiación. Para explicar por qué hay unas galaxias Seyfert de Tipo 1 y otras de Tipo 2 se introduce un elemento extra: la presencia de un material oscurecedor entre la NLR y la BLR en forma de toroide, conformado por polvo y gas molecular. Una galaxia es de tipo Seyfert 2 porque vista desde la Tierra posee una orientación tal que el toroide impide la observación de la BLR: solo vemos líneas delgadas. Una galaxia es de tipo Seyfert 1 porque al ser observada desde la Tierra su orientación es tal que el toroide no impide la observación de la región más cercana al disco de acreción, esto es, la BLR.