类星体是20世纪天文学最重大的发现之一——它们看起来像恒星（点状），却拥有星系核级别的能量输出，光度可达普通星系的数百倍。1963年，荷兰裔美国天文学家马尔滕·施密特在分析射电源3C 273的光谱时，发现其红移高达0.158，意味着它距离地球超过20亿光年。要在这个距离上仍然如此明亮，它的光度必须是普通星系的数百倍——如此巨大的能量只能由超大质量黑洞的吸积过程提供。类星体的发现不仅打开了活动星系核研究的大门，也彻底改变了我们对宇宙能量来源的认识：宇宙中最强大的“引擎”不是恒星，而是黑洞。理解类星体的发现，就是理解人类如何从“恒星宇宙”走向“黑洞宇宙”，以及类星体作为宇宙学探针的价值。
1932年，卡尔·央斯基在贝尔实验室研究跨大西洋通信的无线电干扰时，意外发现来自银河系中心的射电辐射。这是人类首次探测到来自天体的射电波，标志着射电天文学的诞生。
1930-40年代，射电天文学发展缓慢，直到二战结束后，雷达技术的发展使射电望远镜得以快速进步。
“1932年，我注意到一种微弱的嘶嘶声，它每天出现的时间比前一天早4分钟——这正是恒星日的周期。这意味着信号来自银河系。”
1950年代，射电天文学家开始系统巡天，发现了数千个射电源（radio sources）。这些源中，有些与已知天体（如星系、超新星遗迹）对应，但大多数无法对应任何光学天体。
其中最著名的射电源是3C 273——剑桥大学第三版射电巡天（3C）的第273号源。它位于室女座方向，射电亮度极高，但光学对应体是什么？
1950-60年代，天文学家努力寻找射电源的光学对应体。1962年，澳大利亚天文学家西里尔·哈泽德用月掩星法精确测量了3C 273的位置，发现它对应一个13等的恒星状天体。
这颗“星”的视星等为13等（比肉眼可见最暗星还暗，但对望远镜而言很亮），看起来像一颗普通的恒星。但它的射电辐射极强，远超过普通恒星——这暗示它不是普通恒星。
1962年8月5日，月球掩蔽了3C 273。哈泽德团队通过记录掩星前后的射电强度变化，将3C 273的位置精确到角秒级，发现它与一个13等的恒星状天体精确重合。
1963年初，马尔滕·施密特在帕洛马山天文台用200英寸（5米）海尔望远镜获取了3C 273的光谱。他需要这张光谱来回答一个根本问题：这个奇怪的“射电星”到底是什么？
施密特拍摄的光谱显示了几条宽发射线，但无法识别。这些谱线不在任何已知元素的位置上。
施密特回忆：“我盯着这张光谱，反复检查已知元素的谱线位置。氢线？不对。氦线？不对。氧线？也不对。我几乎要放弃了。”
1963年2月5日，施密特突然意识到：如果把这些谱线当作氢的巴耳末线（Hα、Hβ、Hγ），并假设它们发生了巨大的红移，那么所有谱线就都能对上。
他计算发现：红移z=0.158。
这意味着：
“我突然想到：如果把这些谱线当作氢的巴耳末线，红移z=0.158，那么它们的位置完全吻合。这个红移意味着它远在星系之外，比我们想象的要远得多。”
施密特的计算震惊了天文学界：
这种“类恒星射电源”被命名为类星体（Quasar，Quasi-Stellar Radio Source）。后来发现，大多数类星体在射电波段并不强，因此广义的类星体指所有类似的天体。
香港天文学家李志将quasar翻译为“类星体”——意为“类似恒星的天体”。这个译名准确传达了quasar的本质：看起来像恒星，但完全不是恒星。
| 参数 | 数值 | 说明 |
|---|---|---|
| 红移 | 0.158 | 距离约24亿光年 |
| 视星等 | 12.9 | 最亮类星体，可见于大型望远镜 |
| 绝对星等 | -26.7 | 比银河系亮数百倍 |
| 光度 | 约10⁴⁶ erg/s | 太阳的约10¹²倍 |
| 黑洞质量 | 约8.86×10⁸ M☉ | 超大质量黑洞 |
| 喷流 | 有 | 长约15万光年，可见于射电和光学 |
3C 273最显著的特征是它的喷流（jet）：
1978年，天文学家首次在光学波段观测到3C 273的喷流——这是人类第一次“看见”类星体的喷流。
3C 273的光度在几周到几个月的时间尺度上有显著变化。由于光变时标限制了辐射区域的大小（光行时效应），这意味着类星体的能量释放区域极小——不超过光在几周内传播的距离（约几百个天文单位）。这个尺度比太阳系大不了多少，却释放着整个星系数百倍的能量。
类星体的光谱以宽发射线为特征：
| 谱线 | 元素 | 宽度（km/s） | 意义 |
|---|---|---|---|
| Lyα | 氢 | 5,000-10,000 | 宽线区气体高速运动 |
| Hα | 氢 | 5,000-10,000 | 宽线区 |
| C IV | 碳 | 5,000-10,000 | 宽线区 |
| [O III] | 氧 | 500-1,000 | 窄线区（外围气体） |
宽发射线（速度数千km/s）来自靠近黑洞的区域，窄发射线（速度数百km/s）来自外围区域。这些谱线是研究类星体结构和动力学的关键。
类星体的极高光度需要在极小区域内释放巨大能量。什么样的“引擎”能做到？
核聚变：效率约0.7%，需要质量约10⁵ M☉/年，但辐射压会阻止物质落入。
黑洞吸积：效率约10-40%，只需1-10 M☉/年。
只有超大质量黑洞（10⁶-10¹⁰ M☉）的吸积过程，才能解释类星体的能量来源。3C 273的发现首次提供了超大质量黑洞存在的强有力证据。
类星体的极高光度使它们能被观测到极远的距离：
类星体作为宇宙学探针有多种用途：
3C 273的发现开启了活动星系核（AGN）的研究。后来发现，类星体、塞弗特星系、射电星系等本质上都是同一类天体——中心有超大质量黑洞的星系——只是观测角度和光度不同。
哈勃空间望远镜（HST）对3C 273进行了大量观测：
1990年代，HST和地面望远镜终于探测到3C 273的宿主星系——一个巨大的椭圆星系，光度约10¹¹ L☉，与类星体本身的光度相当。这证明类星体是星系核的活动，而非独立的“类恒星”天体。
通过宽发射线区的动力学（反响映射法），天文学家测量了3C 273中心黑洞的质量：约8.86×10⁸ M☉（约9亿倍太阳质量）。
3C 273在射电、红外、光学、紫外、X射线、伽马射线等波段都被广泛研究，是观测最全面的类星体之一。
3C 273发现后，天文学家迅速在其他射电源中寻找类星体。1963年内，就发现了3C 48（z=0.367）、3C 47（z=0.425）等多个类星体。
1965年，马尔滕·施密特发现类星体3C 9的红移z=2.012——这是人类首次发现红移>2的天体，意味着它远在百亿光年之外。
| 年代 | 已知类星体数量 | 最远红移 | |
|---|---|---|---|
| 1963 | 约10 | 0.158 | |
| 1970 | 约100 | 2.0 | |
| 1980 | 约1,000 | 3.5 | |
| 1990 | 约5,000 | 4.9 | |
| 2000 | 约50,000 | 6.4 | |
| 2020 | 约1,000,000 | 7.6 | |
| 类星体 | 红移 | 发现年份 | 宇宙年龄 |
| -------- | ------ | ---------- | ---------- |
| 3C 273 | 0.158 | 1963 | 约20亿年（？） |
| ULAS J1120+0641 | 7.085 | 2011 | 约7.7亿年 |
| J1342+0928 | 7.54 | 2017 | 约6.9亿年 |
| J0313-1806 | 7.64 | 2021 | 约6.8亿年 |
这些高红移类星体在宇宙年龄不到7亿年时就已存在，对超大质量黑洞的形成理论提出了挑战。
类星体研究揭示了：
中国大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（LAMOST）在类星体研究中做出重要贡献：
500米口径球面射电望远镜（FAST）在类星体研究中：
2024年发射的爱因斯坦探针（EP）卫星：
红移>7的类星体（宇宙年龄<7亿年）如何形成质量>10⁹ M☉的黑洞？是原初黑洞、超大质量恒星坍缩，还是快速吸积？
类星体活跃期持续多久？10⁷年？10⁸年？这对黑洞质量增长和反馈能量至关重要。
类星体的燃料来自哪里？星系并合、棒驱动、还是冷流吸积？
类星体活动与恒星形成如何关联？AGN反馈是否真的终止恒星形成？
类星体能否作为标准烛光？如何利用类星体测量宇宙膨胀历史？