Jest to potwierdzone tym, że nie dokonano detekcji zmian wąskich linii, co wskazuje na to, że obszar emitujący jest duży, w przeciwieństwie do szerokich linii, które mogą podlegać zmianom w relatywnie krótkich odstępach czasu. Galaktyki Seyferta wykazują również silną emisję w zakresie radiowej, podczerwonej, ultrafioletowej oraz X części widma.
Seyferty zostały początkowo sklasyfikowane jako typ 1 lub 2, w zależności od tego, czy widma wykazują szerokie i wąskie, czy tylko wąskie linie. Teraz nadaje się im cząstkową klasyfikację (dokładniejszą, z podaniem wartości w przedziale 1-2 z dokładnością do pierwszego miejsca po przecinku), zależącą od względnej siły wąskich i szerokich składników widma (na przykład typ 1,3 lub 1,7). Uważa się, że zarówno węższe, jak i szersze linie wywodzą się z dysku akrecyjnego, lecz w typie 2 galaktyk Seyferta dochodzi do zaniku szerokich składników widma w wyniku ich przesłonięcia pyłem znajdującym się w bezpośrednim otoczeniu aktywnego jądra (tzw. torus pyłowy) lub też przez pył galaktyki macierzystej w przypadku dużego kąta, pod jakim obserwujemy galaktykę.