二战后，射电天文学飙升到了天文前沿的前沿。在天空中发现了大量的无线电源，这极大地增加了我们对宇宙中正在发生的过程的理解。但早期射电天文学的问题之一是，由于观测到的射电光的波长太长，光源的位置非常难以确定，很难将新发现的无线电发射源与天空中已知的光学对应物关联起来。但是到了 1960 年，许多位置都得以改进，我们开始看到这些宇宙物体在光学和无线电领域中的作用。一种识别某些源的技术涉及研究月球掩星。如果一个无线电源碰巧在月球轨道的路径上，月球会从物体前面经过，从而暂时关闭地球上的辐射。通过源消失和再现的精确时间，可以获得准确的位置。两个这样的源是 3C48和3C273，3C 代表第三个剑桥无线电波天体目录（英国剑桥大学是射电天文学领域的先驱），3C之后的数字是按所观察物体的赤经排序的。当加州理工学院的艾伦桑德奇在可见光下看到 3C48 的光谱时，他说，“这件事非常奇怪。”事实上，它不同于以前见过的天体。它的光学外观是极蓝的。虽然它看起来像一颗星星，但它的光谱确实很奇怪。似乎没有任何已知元素存在。经过充分研究的指纹如氢、钙和其他恒星成分似乎已经不复存在。相反，光谱中的其他谱线似乎出现在奇怪的波长处，而我们在实验室对这些谱线一无所知。然后在1963年，荷兰天文学家 Maarten Schmidt 意识到 3C273 光谱中的谱线图案是可识别的，但它们对应的波长红移了惊人的量。我们以前从未见过这样的恒星。因此，这些现在数以千计的物体被称为准恒星物体(QSO,quasi-stellar object) 或简称为类星体(quasar)。
来看看3C273的光谱。在类星体光谱中看到的三个强线是氢线，标记为Hδ、Hγ和Hβ。在地球上静止时，它们对应于以下波长：Hβ等于486.1nm，Hγ为434nm，Hδ为410.2 nm。如果回到研究恒星光谱时看到的一组光谱，图中显示的恒星A1最突出的特征正是这些谱线。
还可以在课程导航栏的补充材料部分找到该图副本。这些线和其他一些线在类星体下方的比较光谱中被识别出来。该比较光谱是在静止的天文台中拍摄的，它代表了相对于望远镜而言，没有任何东西移动时气体混合物的样子。这里的nm代表纳米，表示长度单位，等于
或
。
这是相同光谱的另一种表示。让我们求出 3C273 的速度和距离。打印出类星体光谱和比较光谱（可在课程补充材料下的导航栏上找到）。我们将用普通尺子测量比较光谱中几条线的相对位置。首先，我们需要找出光谱上波长多少纳米对应于纸上的一毫米。这称为光谱的色散或尺度。测量几对谱线并取平均值以获得更准确的值。注意，我们这里讨论并给出的结果和你得到的不同，因为不同计算机的页面打印存在差异。例如，如果Hβ和Hδ的谱线在比较光谱中相隔36.5毫米，则比例尺为2.08nm/mm((486-410)nm/36.5mm)。因此，如果我们查看Hβ和Hδ，它们之间的距离等于36.5毫米，已知Hβ和Hδ的波长，可以计算出比例尺是纸上每毫米代表光谱中2.08纳米。现在，我们可以选择类星体光谱中的一条氢谱线，看看它与相应的静止波长之间的距离（以毫米为单位）。例如，如果类星体光谱中的Hδ线出现在距离实验位置(静止Hδ的位置)右侧33毫米处，其波长偏移Δλ将等于比例尺2.08nm/mm乘以33mm，即位移约68.7纳米。现在可以推导出速度。如果你还记得，对于多普勒频移v/c≈Δλ/λ，如果谱线位移68.7纳米，而分母是410纳米，则v约等于0.17c。对其他氢线也这样处理，并获得平均值以提高准确性。请记住，v是速度，c是光速，Δλ是类星体光谱中谱线的位移量，λ是静止谱线的波长，均以纳米为单位。看看你有多接近0.158的正确红移。最后我们可以得到到物体的距离。如果v=Hr且H=70km/s/Mpc，现在已知v约等于
，则r约等于7亿秒差距或约22亿光年。因此，当你通过望远镜看到这个物体时，看到的是它在22亿年前的样子，当时地球上只存在细菌和藻类，距离存在哺乳动物还有20亿年。
因此，这些物体虽然看起来像恒星，但距离如此遥远，以至于它们一定比最亮的星系更亮。由于 3C273 是最近的类星体（距离超过20亿光年甚至更远），它们的距离是仙女座星系 M31 的一千多倍。
然而，即使距离如此之远，包括 3C273 在内的许多类星体都足够亮，可以在小型望远镜中看到。要了解它们到底有多亮，让我们前往 DS9 查看 3C273。打开 DS9，进入 Analysis，点击 Virtual Observatory，照常使用 web-proxy 连接Rutgers primary MOOC x-ray analysis server，打开一个包含所有观察结果的新窗口。我们向下滚动，直到看到 观测标题为3C273，它的obs ID号为1712。点击标题，出现3C273的图像。请注意这个源与Cas-A的区别。它看起来小得多，并且从物体的右下方伸出一个小喷射状突起。让我们放大以便看得更清楚一点。
好的，搞定了。此外，图像还显示了一个中心似乎是黑色的发射环。这不是 3C273 在天空中的样子。它是卫星的产物，它的出现是因为该物体在X射线中非常亮，以至于钱德拉的计数器变得饱和。我们称这种现象为堆积，类似于摄影图像中的过度曝光，但那里仍然存在一些X射线，它们只是沿着探测器的一列散开。看看能否按右键在DS9中调整对比度和亮度以查看辐射线。我们现在就试试。向左拖动鼠标，现在可以看到它了。让我们改变颜色使它更突出一点。好的，也向左拖动鼠标调整。现在可以看到那边有条微弱的细线。如果你自己做不了，你可以在家选择 BB 颜色方案仔细看看，进入【颜色】菜单，点击【颜色映射参数】，调整参数来获得想要的对比度。可以一试的方法是对比度约为4，偏差约为0.06，试了下看起来还不错。
让我们确定 3C273 的光度。把3C273及其喷流的图像包围在一个圆形区域内。这是选中区域，我们把它放大，然后拖拽移动。好吧，我们再拉大区域使它包含3C273以及它的喷流。可以看到，我们将排除其中一些堆积的光子。但我们只对物体能量输出的数量级估算感兴趣。所以现在要做的是将光谱拟合到模型中，方法是查看【Chandra Ed 分析工具】，转到【CIAO/Sherpa Spectral Fit】。我们将拟合一个功率较低的模型。这个模型真的不是那么重要，因为我们这里要做的就是找出有多少东西（来自3C273周围区域的通量）以估计它亮度。勾选显示Sherpa日志，因为我们希望看到这种拟合的输出，然后点击确定。
这就是 3C273 用特定模型拟合的能谱，纵轴是计数，横轴是能量，现在可以查看日志，可以看到该数据的通量约为
。我们可以将其四舍五入到
。这意味着，每平方厘米钱德拉探测器每秒从 3C273 周围的天空区域接收到约
尔格。
由于这是卫星视野中唯一的强源，我们可以说这大致代表了钱德拉敏感能带中从 3C273 接收到的 X 射线能量。但是，想一想，3C273 将这些光子倾泻到天空中的每一个角落。钱德卫星拉只捡到了其中很小的一部分，其余的也流向太空中没有X射线卫星观察的地方。事实上，我们可以想象一个以3C273为中心的巨大球体，其半径等于源到地球的距离。微型卫星每平方厘米的通量必须乘以球的面积，即
，其中 d 是 3C273 到地球的距离，以得到3C273向太空发出的X辐射量。如果
的能量穿过地球到 3C273 距离处每平方厘米的表面积，那么3C273的X射线输出是多少？ 让我们回到黑板上一探究竟。
想一想，3C273 将这些光子倾泻在天空中的每一个角落，钱德拉只捡到了其中很小的一部分，其余的继续流入太空，不被X射线卫星捕获。事实上，我们可以想象一个以3C273为中心的巨大球体，其半径等于源到地球的距离。卫星的每平方厘米必须乘以，其中 d 是从3C273到地球的距离，以得到3C273发出的X辐射量。因此，如果的能量穿过地球到 3C273 距离处每平方厘米的表面积，那么3C273的 X 射线输出是多少？嗯，这很容易。 X 射线光度必须是我们在天空中测得的通量乘以。如果通量（观察到的亮度）是，而球体半径（距离d）是 
，我们将其平方乘以4π，最终得到X射线光度约为
,接近太阳总能量输出的一万亿倍，约为整个银河系光度的十倍。在任何情况下都很难找到产生这么多能量的机制。但是类星体提出了一个更加困难的谜题。这些物体的亮度发生波动，因此它们必须相当小。
顺便说一句，注意这个方程
只不过是光的平方反比定律，如果我们不知道距离，而是知道物体的真实亮度及其表观亮度（这里表示为通量），我们可以用它来求解距离。例如，这就是我们对造父变星所做的事情。
