好累喔

在早期的天文觀測中，發現了許多不同類型的稀有銀河系，共同特徵是光譜中都具有只有高能物體能釋放的譜線。這些銀河系被稱為類星體（quasai stellar object，簡稱QSO） 到望遠鏡更加升級後，能夠看到銀河系更多細節，發現類星體的光源來自銀河系的核心。我們將這個核心稱為活躍星系核(Active Gelectic Nuclei，簡稱AGN)。 AGN的發光原理是銀河系中央的超級黑洞因為吸收大量周圍氣體，導致氣體聚集升溫而發光。一個銀河系的半徑大約在10kpc (1pc=3.2光年)，而AGN中超級黑洞和吸收所聚集而成的吸基盤卻只不到1pc（雖然目前沒有直接觀測的證據）。假使一個銀河系所有的恆星質量總和是10^10 (單位是太陽質量)，那超級黑洞的質量大概會在10^6~8次方左右(0.01~1%的總質量)，然而，由AGN所發出的光卻會和銀河系中所由恆星的總和相當。 要形成QSO，必須要有大量的星際物質不斷的往中央黑洞推送，才能維持這樣的光強度。有一說法是當兩個銀河系太過靠近，原本穩定的軌道受到另一個銀河系的干擾，就有機會使大量氣體減速，而被送往中心黑洞。這種條件並不常見，大多數銀河系的氣體會形成圓周運動的盤狀而不會重力吸引到中心。因此QSO在天體上相當罕見。但由於光強度高的緣故，觀測遙遠的古老銀河系時（距離我們越遠的銀河系就越古老），普通的銀河系晦暗不易觀測，明亮的QSO就更加顯眼。因此QSO也是研究古老銀河系的熱門題目。 一般的銀河系的發光源是恆星和星際塵埃。恆星和星際塵埃透過黑體輻射發出的光呈現馬克斯威爾分布，溫度在10^5K(最熱的恆星)~50K(塵埃)之間。(地球則是比較大顆的塵埃)。 馬克思威爾分布是一條連續光譜。在連續光譜中，還能觀測到原子的獨立譜線。例如氫原子軌域中n=2到n=1的萊曼α譜線，其能量為10.2eV，能夠在大型恆星上看到。(恆星越大就越熱，但壽命越短) 然而，有些譜線能量更高，例如O^5+ 因為失去了五個電子，因此要再產生譜線會需要極大的能量，其譜線對應的能量是113eV。即使是溫度最高的恆星也無法產生這條譜現。只有在特殊條件下能夠觀測到這條譜線，例如超新星爆炸，或是超級黑洞附近。因此觀測高能量譜現成為QSO的指標之一。例如Xray，radio (無線電波段)在天體上都與高能活動相關，而He^2+, O...