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類星體（英文：Quasi-stellar object，QSO；或Quasi-Stellar Radio Source，quasar）是20世紀60年代天體物理學的“四大發現”之一，是一類極明亮、極遙遠、且尺度很小的天體。類星體光度（天體單位時間內輻射出的總能量）極高，而科學家估計類星體的尺度很小，只有幾光天到幾光年，但其每秒鐘釋放的能量卻比普通星系（尺度約幾十萬光年）每秒釋放出的能量還大上千倍。

現在的天文學界普遍認為類星體是一類極明亮的活動星系核（active galactic nucleus，AGN），其能量來源于宇宙中超大質量黑洞的吸積。當重子物質落入黑洞，引力勢能被轉化為輻射能，巨大的能量以電磁輻射的形式釋放出來。同時，考慮到角動量守恒，物質下落過程會向外轉移角動量，因此這些物質圍繞中心黑洞運動，形成一個吸積盤。類星體輻射的能譜跨越了紅外、光學、紫外、X射線和伽碼射線等多個波段。

1963年，美籍荷蘭天文學家施密特（Maarten Schmidt）在射電源中認證了第一個類星體。1964年，美籍華裔天文學家邱宏義將之命名為quasar。在哈勃空間望遠鏡拍攝的高分辨率圖像中，類星體位于宿主星系（host galaxy）中心，有些類星體的宿主星系是正在并合（merge）的系統。研究表明，類星體的觀測特性取決于黑洞質量、吸積氣體的速率、吸積盤相對于觀測者的方向、是否存在噴流以及宿主星系內氣體和塵埃的消光等。

類星體的樣子在照片上與一般的恒星沒有區別，其紅移大于0.1，屬于河外星系。高紅移的類星體距離地球可達到100億光年以上。已知最近的類星體，null（Markarian 231，UGC 8058），距離地球約6億光年。已經確定的具有可靠光譜紅移的類星體大約有100萬個，在測光星表（photometric catalogue）中確定的類星體大約有200萬到300萬個。最近幾年，科學家在紅移7以前發現了幾個質量為10億太陽質量左右的類星體。作為宇宙中最明亮的天體之一，活動星系核自發現之初便受到大量研究者關注，明亮的AGN單憑其亮度便可輕易與普通的寧靜星系區分，在研究活動星系核、黑洞演化和早期宇宙的結構生長方面都有著重要意義。

命名

類星體的命名與其發現歷史息息相關。類星體在天文學上有兩個常用術語：Quasi-stellar object（QSO）和Quasi-Stellar Radio Source（quasar），通常，現代天文學對其不做區分。

類星體被發現后，科學家都從出發尋找類星體，由于它們的光學對應體類似，其在照片上與一般的沒有區別，是一個一個的小點源。科學家將之稱為“類恒星射電源（Quasi-Stellar Radio Source，quasar）”，該名字由美籍華裔天文學家邱宏義于1964年提出。這些源都擁有一個共同特點：即它們的紫外輻射很強，顏色看上去很藍。科學家同時通過光學方法找到了一些類似特征的“藍星體”，但這些藍星體的射電輻射很弱，而這些天體被稱為“類似恒星的天體（Quasi-stellar object，QSO）”。因此，最初的QSO實際上指“弱（或無）射電響應的類星體類似物（radio-quiet quasar analogs）”，其射電信號弱于“強射電響應的類星體（radio-loud quasars）”。由于它們有相似的光學特性，在現在的天文學中，quasar和QSO兩個術語通常不做區分，而只是加上“射電噪（radio-quiet）”或“射電靜（radio-quiet）”形容其射電特性。

研究歷史

射電天文學的興起使天體物理學產生了革命性的變化，也造就了20世紀60年代天體物理學的所謂“四大發現”——星際分子（Interstellar Molecules）、宇宙微波背景輻射（Cosmic microwave background radiation）、脈沖星（pulsar）和類星體（quasar；QSO）。1963年，施密特揭開了類星體的面紗，宇宙中一種嶄新而奇特的天體被發現了。1964年，邱宏義將之命名為“quasar”，這個名字后來被國際天文界正式采用。

“發現類星體靠射電，找類星體靠光學。”實際上，后來的觀測發現，有強烈射電信號的類星體只占類星體總數的10%左右，因此，認證類星體依然要回過頭來使用傳統的光學方法。而現代天文學觀測已經進入全波段時代，同一天體的不同區域可能發射不同波段的電磁輻射，而這些電磁輻射產生于不同的物理過程，通過對同一天體進行多波段交叉認證，天文學家能夠更全面地研究天體蘊含的物理過程。

類星體的發現

類星體的發現，要先從射電天文學（radio astronomy）的發展說起。二戰時期，英國的雷達最為先進，預警雷達能很好地監視敵機到來。但有一次，雷達出現了預警故障，經研究發現，是太陽的射電爆發破壞了雷達。戰后，一批為軍事服務的科學家轉行推動了射電天文的發展，因此，當時英國的射電天文學一直處于世界領先地位。其中最著名的是英國科學家馬丁·賴爾（M.Ryle），他發明了綜合孔徑技術，即將將單個望遠鏡串聯起來觀測天體，這大大增強了望遠鏡的觀測能力。賴爾因此獲得1974年諾貝爾獎，是天文界最早的諾貝爾得獎人。

英國劍橋大學開始利用射電望遠鏡進行中國空間站工程巡天望遠鏡觀測，尋找天空中發射射電波的天體，這些天體被統稱為射電源。1950年，劍橋大學發表了劍橋射電源第一星表（ The first Cambridge Catalog of radio source，CRS），簡稱1C。緊接其后于1955年發表了2C，在1959年，科學家對2C進行了重新鑒定，發表了3C，其中共有471個源。3C表中的源已經包含了類星體，而當科學家試圖尋找射電源的光學對應體時，類星體的發現已經成為了必然。

天文學家普遍認為第一顆被被發現的類星體是3C-273，該星體于1963年被施密特認證。而在此之前，有幾位科學家與第一顆類星體的發現擦肩而過。加州理工學院的天文學家杰西·格林斯坦于1960年發現了現在被命名為QSO Ton202的類星體，但當時，他以為這是一顆特殊的伴星，直到類星體的發現被公布，他才知道這原來是類星體。另外兩位與類星體的發現擦肩而過的是艾倫·桑德奇（A.R.Sandage）和哈澤德（Cyril Hazard）：1960年，桑德奇用一臺5米口徑的光學望遠鏡找到了劍橋射電源第三星表上第48號天體（3C-48）的光學對應體，而哈澤德準確測量了3C-273的位置。觀測發現，這兩個星體看上去像一顆恒星，但與普通恒星具有的吸收線不同，它們都有很寬的發射線。

直到1963年，施密特用帕洛馬山天文臺的5米光學望遠鏡進一步觀測了3C-273，準確測量了每一條發射線的位置，最終發現它們是最普通的巴爾末線和電離氫的譜線，只是它們往紅端移動了很多。根據施密特的認證，得出3C-273的紅移值是0.158，這表明它是存在于銀河系之外的一種新天體。至此，類星體被正式宣告發現。

近代研究

類星體剛被發現的時候，空間天文學僅僅處于起步階段，第一個類星體的模擬光譜（analog spectra）被記錄在玻璃板上。早在1967年就發現了一顆包含寬譜線、窄譜線以及不同紅移的吸收譜線的類星體。這可能是類星體的紅移的起源之爭的來源。現在的天文學界普遍認同“類星體的紅移是宇宙學紅移”這一觀點，但類星體能在如此遙遠的宇宙被觀測到，其能量來源又帶來了類星體的能量之謎。現在對類星體能量來源問題，最被廣泛認可的模型是黑洞-吸積盤模型（或AGN模型）。

自19世紀60年代發現第一個類星體，已經過去了50年。科學家已發現了幾十萬個類星體，積累了許多資料，對類星體的認識也有了很大進展。中國空間站工程巡天望遠鏡不僅是單純地為了發現幾個類星體，其最主要的目的是得到更多好的類星體樣本。天文觀測技術的發展，允許科學家對同一天體進行多波段交叉認證，在不同波段對類星體及其宿主星系進行更全面的研究。

紅移之爭

對類星體的觀測結果告訴科學家，類星體的紅移很高。但對類星體的高紅移的解釋，在天文學史上引起了一場紅移爭論，至今尚未完全停止。大部分科學家認為，類星體的紅移是宇宙學紅移（即紅移是宇宙膨脹的結果），也就是說，類星體距離地球非常遙遠。但也有一部分科學家認為，類星體的高紅移至少有一部分具有非宇宙學紅移起源——類星體與較近的星系有物理上的聯系，而它們的紅移與距離無關。

早期對類星體和類星體的統計研究表明，類星體的紅移大于星系的紅移，因此當時的天文學家認為類星體紅移中一定有非宇宙學成分。地面光學望遠鏡的觀測找到了許多低紅移類星體所在的星系（即宿主星系），而哈勃空間望遠鏡則觀測到了更多的宿主星系，發現類星體的紅移與其寄主星系的紅移相同，“類星體的紅移是宇宙學紅移”這一觀點已經被廣泛接受。2023年發表在《自然天文學》（Nature Astronomy，NA）雜志上的一篇文章，對這一觀點進行了有力的論證。

能量之謎

現在被廣泛接受的說法是類星體的紅移是宇宙學紅移，即認為類星體距離地球非常遙遠。而在如此遙遠的宇宙還能被觀測到，這說明類星體的光度（天體單位時間內輻射出的總能量）極高。研究發現，類星體的尺度非常小，一般只有幾光年（銀河系大小約幾十萬光年），但類星體的能量達到數千億太陽質量（其規模至少和銀河系相當）。如此小的發光區域，每秒鐘釋放的能量卻如此之大，這帶來了類星體的能量之謎。對于它的小尺度和高能量，類星體的能量轉換效率遠不是恒星內部的核反應所能解釋的。后來天文學家發現，這可以用中心致密天體周圍的物質所釋放出的巨大引力勢能解釋。直到20世紀80年代左右，大量光學和X射線觀測等結果都表明類星體的能源來自于超大質量黑洞對物質的吸積。

類星體的觀測特征

射電望遠鏡的問世以后，造就了20世紀60年代包括類星體在內的，所謂天體物理學的“四大發現”。沒有射電天文學指路，即使看到了類星體，也無法確認。但類星體發現之后，天文學家發現射電輻射并不是類星體特有的物理性質。把類星體分為“射電噪（radio-quiet）”或“射電靜（radio-quiet）”兩類，屬于射電噪的類星體只占類星體總數的10%左右。因此要想發現更多類星體，僅通過射電方法證認射電源顯然是不夠的，必須回頭來使用傳統的光學方法。

科學家利用類星體的特征在某個天區搜尋類星體的中國空間站工程巡天望遠鏡觀測，稱為類星體巡天，其依據就是利用類星體的有別于其它天體的觀測特征，類星體的觀測特征包括：

其中，特征2-5是中國空間站工程巡天望遠鏡相關的觀測特征，特征2是必需的，其它特征則根據研究需要有選擇地利用，因此產生了不同種類的巡天。

連續光譜

通過大量的地面望遠鏡的觀測和紫外、紅外衛星的觀測，現已積累了豐富的紫外-光學-紅外波段的觀測資料。由于類星體的光度彌散很大，絕對星等相差可達6等以上，在進行平均時，不能將它們的輻射強度直接相加。一般的做法是將類星體的光譜歸一化到某個波長。

雖然類星體的紫外-光學-紅外波段的光譜能量分布有很大彌散，但它們也有一些共同特征。

在紫外-光學紅外的很寬波段內，輻射近似地可用冪律譜（功率 law）描述。

從紅外-光學波段的冪律輻射可一直延伸到紫外，在靜止波長約1000?處達極大，形成“隆起”（bump），稱為“大藍包”（big 藍色 bump）。不同類星體之間“大藍包”的波長彌散很大。射電靜星體和射電噪類星體的大藍包特征沒有明顯差別。

大藍包是類星體紫外-光學波段連續輻射最顯著的特征。科學家意識到，類星體的紫外-光學連續輻射可能來自是黑洞周圍的吸積盤的熱輻射，該特征可以幫助科學界識別不同的吸積盤模型。

類星體在靜止波長3000?附近的輻射明顯比冪律譜預言的強。3000?處的隆起有時也稱為“小藍包”（small 藍色 bump）。大量的研究表明，小藍包的出現可能是寬線區部分發射線的混合與HI的巴爾末連續輻射聯合作用的結果。因此，小藍包和大藍包的形成機制完全不同。采用標準的光致電離模型，可以很好地解釋小藍包的觀測現象。

類星體的紅外輻射比光學冪律譜或黑體譜預言的強，這稱為紅外隆起或紅外包（IR bump）。同時，1μm處，類星體的連續輻射譜有一下凹（dip），下凹的程度有很大彌散。該特征對射電靜星體和射電噪類星體沒有明顯差別。紅外輻射并不是紫外-光學波段的輻射簡單地向長波方向的延伸，吸積盤模型不能很好地解釋整個紫外-光學-紅外連續譜。一般認為，產生紅外輻射的源是星系中的塵埃。知道了塵埃大小的分布和有關參數（如塵埃吸收效率、中心黑洞質量等），就可以求出塵埃盤的輻射譜，科學家發現，類星體的紅外輻射來自距中心源幾pc以內的吸積盤外邊緣的熱氣體和塵埃以及分子氣體的輻射。

光學波段和紅外波段輻射有明顯的光變，光變幅一般不大，且沒有周期性。作為類星體的重要觀測特征，光變的研究為了解類星體最中心區域提供了重要手段，幫助科學家對理論模型做出約束。通常，科學家對某些感興趣的變光天體進行長期監測，了解光變的細節；或者對某些樣本進行觀測，尋求光變的統計特征。對光變的統計特征，不同的研究者得到的結果相差很大，比如類星體光變比例從97%到0%。實際上，從觀測準確地確定光變比例是相當困難的。

目前，解釋類星體光變的模型有兩類：一是光變原因是內稟的，即由類星體本身的變化所引起，如，吸積盤模型和超新星爆發模型；另一則是光變原因是外來的，如引力微透鏡模型。

輻射是偏振的，但偏振度很小。

對類星體的吸積盤模型，大藍包輻射的偏振方向平行于射電噴流，即平行于吸積盤的對稱軸，但觀測與理論出現了差異。科學家指出在吸積盤模型的框架下，某些因素可減小偏振度。對低紅移類星體Ton-202的偏振光譜的觀測支持非局部熱動平衡的吸積盤模型，對大藍包相關的熱輻射模型是一個有力支持。

高能輻射

類星體和活動星系核的高能輻射（包括X射線和γ射線）占了它們總輻射的相當的比例，提供了這些天體最核心部分的大量信息。因此，類星體的X射線和γ射線的研究對于理解這些天體的本質具有重要意義。

大部分類星體發出強烈的X射線（X-ray）輻射，X射線輻射光度占總的熱光度的5%-40%，是類星體輻射的重要組成部分。而在對銀河系高緯度的X射線中等深度巡天中，近80%的X射線都是都是類星體（或AGN），因此它是宇宙X射線背景的主要貢獻者。X射線巡天可以幫助科學家找到被遮蔽的類星體。射電靜類星體（也稱I型類星體）和射電噪類星體（也稱II型類星體）通常都有X射線輻射，且這兩類quasar的X射線輻射譜也有所差異。X 射線輻射存在光變，相比于其它波段，X射線的變化是最猛烈的。

X射線可以穿透超大質量黑洞周圍的氣體和塵埃，是對超大質量黑洞附近產生大量能量的吸積過程的最直接探測。

根據Energetic Gamma Ray Experiment Telescope（EGRET）的觀測結果，科學家發現發出Gamma Ray（γ射線）的活動星系核都是射電噪的。γ射線波段的能譜可用簡單的冪律譜描述，且γ射線波段的譜指數與紅移沒有明顯關系。約70%類星體的γ射線輻射存在光變。

類星體的射電輻射性質與其它波段輻射相比非常特別。科學家按射電輻射強度，將類星體分為“射電噪”和“射電靜”兩大類，兩類的平均射電輻射強度相差幾個量級。通常用兩個量衡量類星體射電輻射的“噪”或“靜”：某個觀測頻率或整個射電波段的光度；或射電輻射相對于光學輻射的相對強度R。大部分研究表明，射電強度R的分布與光學光度沒有明顯的關系，其與紅移的關系還不明確。

類星體的射電輻射的一個重要特點是，用現代射電技術可以把它們的射電圖象分解開：不同的天體射電圖像可能不同，同一個天體的射電圖像也隨著觀測頻率的不同而有所變化。

發射線

強發射線是大多數類星體最顯著的觀測特征。發射線為科學家了解類星體的本質提供了大量信息。類星體的發射線可以明顯地分為寬發射線和窄發射線兩類。在高光度類星體光譜里實際上探測不到窄發射線，因此，討論窄發射線不如寬發射線有價值。對類星體的寬發射線，其半峰全寬（Full width at half maximum，FWHM）>1000km/s。不同類星體之間寬線強度比相差不大，一般不超過一倍，且寬線等值寬度相差也不大。

觀測表明，發射線相對強度與類星體光度可能存在相關，這種相關稱為Baldwin效應。但對不同的發射線，其相關性可能有所變化，Baldwin效應彌散也很大。但如果Baldwin效應是準確的，通過測量類星體發射線的寬度，就可得到高紅移類星體的光度，從而得到光度距離，這可以幫助科學家限定宇宙學參數。

吸收線

類星體光譜中有許多吸收線，類星體的吸收線情況非常復雜：在許多高紅移類星體光譜中證認了吸收線系統，其紅移遠小于類星體發射線紅移；在某些高紅移類星體光譜中探測到多個吸收線系統，即所謂“多重紅移”現象。對類星體吸收線的起源，主要有兩種觀點：起源于與類星體連系在一起的吸收物質，或在類星體和觀測者之間（與類星體并無直接聯系的）的天體。理解類星體吸收線有助于研究類星體的結構和其上發生的物理過程。此外，類星體是迄今為止觀測到的離我們最遙遠的天體，研究目標類星體到觀測者之間的天體產生的吸收線，有助于理解宇宙時空范圍內的物質和運動，有助于了解星系演化以及宇宙大尺度結構等。

類星體的觀測實例

通常認為，類星體3C 273是第一個被認證的類星體。它位于室女座（The Virgin）星座中一個巨大的橢圓星系內，距離地球約25億光年，紅移為0.158，是離我們最近的幾顆類星體之一。

類星體J0313-1806可以追溯到大爆炸之后的6.7億年，當時宇宙僅是其現在年齡的5％，J0313-1806是一個超大的黑洞，相當于16億個太陽質量，是迄今發現的最遙遠的類星體。

詹姆斯韋布空間天文望遠鏡（James Webb Space Telescope，詹姆斯·韋伯空間望遠鏡）的發射升空無疑為科學家探索早期宇宙提供有力的工具，其最新的圖像首次揭示了兩個巨大星系中活躍增長的黑洞（類星體）——在不到大爆炸后不到十億年的時間。《自然》雜志上的一項新研究發現，這些黑洞的質量接近太陽質量的十億倍，而宿主星系的質量幾乎是后來宇宙中的一百倍，其質量比和近域宇宙中所發現的黑洞-宿主星系質量比接近。

類星體的種類

射電噪類星體

射電噪類星體（Radio-loud quasar）：發出的射電輻射的類星體稱為射電噪類星體。它們在類星體中的數量占比約10%。

射電靜類星體

射電靜類星體（Radio-quiet QSO）：射電靜類星體射電輻射相對射電噪類星體較弱。大多數類星體（約90%）都是射電靜的。

廣吸收線類星體

廣吸收線類星體（Broad absorption-譜線 QSOs，BALQSOs）是具有寬的、藍移的離子吸收線，大約有10-20%的所有類星體是廣吸收線類星體。廣吸收線類星體的X射線輻射流量低，表明有類星體周圍有大量氣體吸收了黑洞活動釋放的大多數X射線。一些廣吸收線類星體似乎正在沿著它們的極軸噴射物質，與吸積盤垂直。通常通過幾何模型將BALQSOs與非廣吸收線類星體統一起來。

II型類星體

II型類星體（type II quasar）實際上是指窄發射線類星體，第一例是Stocke證認的 X 射線源1E 0449-184（紅移為0.338）。II型類星體的吸積盤和寬發射線被密集的氣體和塵埃遮擋，它們是2型塞費爾特星系的高光度對應物。按照統一模型，II型類星體很可能是被遮蔽的類星體。

紅色類星體

紅色類星體（紅色 quasars）是具有比普通類星體更紅的光學顏色的類星體，研究認為這是塵埃消光的結果。紅外巡天表明，紅類星體在類星體中的數量占比較高。

光學激變類星體

光學激變類星體（Optically violent variable， OVV），多指大變幅變光類星體。在統一模型中，光學激變類星體是從噴流下方觀測的類星體。

弱發射線類星體

弱發射線類星體（Weak emission line quasar，WLQ）是在紫外/可見光譜中具有異常微弱發射線的類星體。雖然典型的類星體在紫外/可見光譜顯示出強且寬的譜線發射，但WLQ是射電靜的類星體，具有弱發射線或沒有發射線。2020年，斯隆數字巡天（SDSS）發現了一個稀有的WLQ的X-射線極端變異事件，而X-射線變異的可能原因是黑洞吸積盤厚度發生輕微變化。

類星體的統計性質

研究類星體的光度函數（luminosity function）等性質隨紅移的演化，可以幫助科學家直接約束黑洞質量的演化。對紅移6左右的類星體的巡天觀測可以幫助科學家對研究早期宇宙的大尺度結構形成和演化。

空間分布

科學研究中，通常用兩點相關函數（Two-point correlation function）表示天體（包括類星體）的空間分布。極早期宇宙大尺度結構相當均勻，演化到后期星系強烈成團（clustering），類星體的紅移極高，因此研究類星體成團有助于了解宇宙大尺度結構的演化。

光度函數

畫出類星體的光度函數是對類星體計數的方法之一。通過計算固定星等間隔天體的數目，可以研究天體的分布。對河外天體，它們的距離（紅移）和宇宙時間聯系在一起。因此，計數的結果也反映了河外天體的演化。

發現類星體后不久，施密特發現它們的密度從紅移2左右開始急劇上升，廣域巡天（Wide-field surveys）等觀測表明發光類星體的密度在紅移3左右達到峰值。有證據表明紅移3.5開始，類星體密度開始下降。

理論模型

黑洞-吸積盤模型

研究類星體的一個基本問題是其能量來源，基于其小尺度和高光度兩個觀測事實，Lynden Bell對射電噪的類星體能量來源進行了討論，認為是類星體重要的能源應是引力坍縮。而大量釋放引力能的最簡單的方式就是大質量黑洞的吸積。當時Lynden-Bell并未要求類星體中心一定是黑洞，當時也提出一些其它模型，能夠解決能量問題。隨著觀測和理論的相互驗證，現在最被廣泛認可的、用于解決類星體能量之謎的方案就是其中心有一個其中心有一個超大質量黑洞。同時如果下落的物質圍繞中心黑洞運動，形成一個吸積盤，就可以解決物質下落過程中存在角動量守恒問題。因此類星體模型的基本構成是：黑洞和吸積盤。

統一模型

類星體和各種活動星系核的主要觀測特征很類似，科學家常把它們歸為同一類天體。同時，類星體和各種活動星系核的觀測特征又有不小的差異。科學家發展了“統一模型”，希望用最少的參數統一描述包括類星體在內的各種活動星系核：統一模型選取觀測者的視線相對于活動星系核對稱軸的取向為基本參數，更進一步，則加入光學和射電光度等其他參數。

其它模型

為了解決類星體能量來源之謎，在黑洞-吸積盤模型得到廣泛認可之前，科學家也提出過其他模型。

巨脈沖星模型該理論認為類星體中心是一個旋轉著的巨大脈沖星。而類星體光變沒有周期性這一觀測事實否定了巨脈沖星模型，因為單個天體的自轉一定會帶來周期性。而這種巨型天體即便存在，也是不穩定的，它會很快塌縮。

致密星團模型認為中心是大量致密恒星（如中子星）組成的星團。“光變的自相關函數是一個很寬的函數”這一觀測發現否定了致密星團模型。因為如果光變是星團里單個恒星引起的，光變曲線將類似于白噪音，自相關函數看起來會像一個δ函數。有些理論認為致密星團最終也要演化成大質量黑洞。

類星體在天文學中的應用

定義國際天球參考系

國際天球參考系（International Celestial Reference System ，ICRS）是目前采用的標準天球參考系統，由國際天文學聯合會（IAU）制定采納。通過超長基線干涉測量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）技術在射電波段進行最精確的全天（all-sky）天文測量，用于定義參考系的射電源大多是類星體。全天VLBI目錄中列出的射電源位置的不確定性通常小于一毫角秒，優于光學測量的結果至少兩個數量級。同時，包括類星體在內的射電源是距離我們非常遙遠的河外星系，可以認為它們是靜止的，無自行（proper motion），因此，相對用恒星定義的參考系，用射電源定義的參考系更加穩定。

早期宇宙

對紅移6左右的類星體進行巡天觀測，可以幫助科學家研究在早期宇宙的大尺度結構演化，尤其是對再電離（Reionization）時期的物理過程進行研究。類星體是宇宙再電離歷史的強大探測，它們與來自星系的恒星的光子一起，對驅動再電離的整體光子做出了貢獻。通過測量類星光譜中的吸收線，可以有效約束星系間物質的密度、化學富集（chemical enrichment ）等。

黑洞演化

通過分析紅移6左右的類星體的觀測結果，推測其對應的黑洞質量，科學家發現早期宇宙已經存在超大質量黑洞（Supermassive Black Holes，SMBHs），而現有的黑洞生長理論不足以解釋這些觀測結果。高紅移類星體的觀測研究，對科學家研究早期宇宙中的黑洞快速生長模式至關重要。

研究進展

2019年，研究人員觀察到6個相對安靜的星系突然變得活躍起來，它們的中心黑洞瘋狂“吞食”，中心區域亮度由弱變強。以前，天文學界此前幾乎沒有觀測到過亮度增強的星系“變臉”事件，更多是明亮的類星體黯淡下來，這往往代表著類星體的‘終結’。理論上，類星體的形成需要至少數千年的時間，但此次觀察結果表明，它的形成可能非常快，因此以往的理論可能是錯誤的。

2022年7月29日，北京大學科維理天文與天體物理研究所傅煜銘博士和物理學院天文學系吳學兵教授所在團隊在著名天文期刊The Astrophysical Journal Supplement Series（ApJS）發表論文，使用國內外5臺光學望遠鏡的光譜觀測高效證認了204個銀道面背景類星體，其中191個為首次發現。研究結果驗證了該團隊提出的銀道面背景類星體選源方法的有效性，為后續大樣本的銀道面背景類星體中國空間站工程巡天望遠鏡打下了堅實基礎。

由英國紐卡斯爾大學和杜倫大學領導的國際天文學家團隊使用了來自暗能量光譜儀（DESI）的新數據，發現了超大質量黑洞周圍塵埃量與極亮星系中產生的無線電發射強度之間存在顯著關聯。與藍色類星體不同，有一些類星體呈現紅色，這種紅色被認為來自塵埃的輻射。科學家認為，這表明了塵埃紅化（dust reddening）與類星體中射電輻射產生之間的內在聯系，射電電輻射很可能是因為，低功率的噴流在塵埃環境中引發的沖擊。因此，紅色類星體可能代表了類星體演化過程中的一個過渡階段，在此階段噴流將包圍類星體的塵埃和氣體吹走，之后將出現一個未被塵埃遮擋的藍色類星體。

天文學家一個雙類星體（dual quasar）系統，它們距離彼此僅約1萬光年，即將發生巨大碰撞。盡管在低紅移并合中觀察到了許多雙活躍星系核（類星體的低亮度對應物），但在恒星形成和類星體活動的高峰（紅移3左右），尚不清楚是否存在明確的雙類星體。通過對SDSS J0749+2255的多波段觀測，科學家發現它是紅移為2.17的雙類星體系統。該系統可能在大約0.22Gyr內演化成一個引力束縛的雙星系統。

通過在多個波段監測超過兩個十年的190顆類星體中的宇宙時間，科學家首次觀察到早期宇宙以極慢的速度運行，解開了阿爾伯特·愛因斯坦膨脹宇宙的一個謎團。研究指出，紅移依賴的宇宙時間膨脹提供了對數據的更好描述。這項研究已經發表在《自然天文學》雜志上。

參考資料 >

Quasar Discovery Sets New Distance Record.The National Radio Astronomy Observatory.2023-11-01

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什么是類星體.北京天文館- 天文問答.2023-10-31

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