AGN的統一模型與演化
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^5+等離子的出現也會是指標之一。
另一個指標是譜線上的都卜勒效應。原子光譜因為能階量子化的關係，其光子都是單頻率的。但原子移動使觀測時因都卜勒效應而產生頻率變化，因此觀測時的譜線會有線寬。一般銀河系的線寬來自於恆星繞銀河旋轉，會看到由300km/s左右所造成的頻率差。(300km/s大約是外圍恆星繞銀河轉的速度)
而QSO的超級黑洞附近，則會因為轉速極快，而可能觀察到3000km/s的寬譜線（broad line）。
上圖是不通波長的光和強度的關係圖。第一個銀河系(Type 1 AGN) 的最左和右各有一個肥肥的譜線。第二個銀河系(Type 2 AGN)的譜線則沒那麼肥。第三個則是普通的銀河系，沒有明顯的譜線(有凹陷的吸收譜線)，表示周圍的氣體離子化程度不高，也就是說銀河系中沒有可以讓氣體離子化的高能天體。
早期觀測時，發現QSO的種類相當多，有會發出Xray，但不會發出radio的銀河系，或者雖然有高能離子譜線，卻沒有肥肥的線寬，或者照片上看到銀河射出對角的jet，或者單純中心很亮其他地方卻很正常的銀河系等等相當多不同種類的高能銀河系。
上述這些指標和現象，沒辦法透過一次觀測就看到，比方說觀測Xray的太空望遠鏡跟可見光的天文台不一樣，而Xray本身不會有肥肥的譜線(Xray並不是原子能階產生的光子)，radio又是用不同天文台觀測，一個天文學家(或廢物研究生)鮮少精通各個波段的物理，因此增加了研究的困難度。
累積了各種不同的QSO後，一陣兵荒馬亂，在1990年代(哈伯太空望遠鏡時代)被整合起來。這些不同表現的銀河系，普遍被認為其實有著非常相似的結構，但因為從地球觀測的角度不同，因此看到不同的樣貌。(就像瞎子摸象，不同角度觀察到的就不一樣)
這個理論有四大要素：吸積盤(accretion disc)、寬線區board line region、窄線區(narrow line region)和環狀塵埃雲(dusty torus)。吸積盤因為溫度最高，可以發出高能的光子如Xray。寬限區在吸積盤附近，能量沒這麼高，但高到可以看到高速繞轉的都卜勒效應。窄線區受到超級黑洞照射而離子化，範圍大且明亮。環狀塵埃則可以吸收光線，並且環抱著吸積盤和寬線區。
如果超級黑洞的盤面正對著我們，我們就會同時看到吸積盤、寬線區和窄線區，因此就會看到胖胖的線，稱之為Type 1。如果超級黑洞被環狀塵埃雲擋住了(從側面看)，就只會看到不怎麼發光的塵埃雲(會發出很強的紅外線)，以及窄線區 ，稱之為Type 2。
至於一個QSO會不會看到jet或radio，則要看黑洞質量，吸收效率以及周圍的磁場，這就比較複雜。
到剛剛為止介紹了什麼是QSO，而目前的理解是不同類型的QSO其實有著同樣的中心構造，但因為不同觀測角度而造成的觀測上的差異。這個理論完美的解釋了多數在本銀河系附近看到的QSO，被稱為AGN統一模型（unification model）
那麼古老的QSO也適用這個模型嗎？
不確定。
首先，如果僅因為觀測角度的差異而看到Type 1和Type 2，那Type 1和Type 2的數量在宇宙各時代應該會是一個固定的比例。而我們卻看到Type 2遠遠少於Type 1，並且無法以選擇效應(selection effect，表示因為Type 1較亮較容易觀測到因此數量較多)解釋。較不會受到選擇效應影響的Xray觀測，也發現不同時期的Xray QSO比例變化沒有固定的規則。
古老的Type 2 AGN 的測定又尤其困難。首先，因為黑洞吸積盤被擋住了，測量到Xray的機會不高，再來要傳遞到地球的波長都是原來的紫外光，這些也會被塵埃雲吸收。而在沒有肥肥譜線的情況下，Type 2 AGN 其實又和另一種古老銀河系:新生銀河系（star-forming galaxy）十分相似。
另外，我們也不知道要形成剛剛的甜甜圈模型需要多少時間。有沒有可能AGN可以在沒有環狀塵埃雲的情況下就開始發光呢？ 如果有，這樣的銀河系又會是什麼樣子？這都是未知的。
因此，研究AGN的科學家們就提出了另一種解釋的開放模型：
銀河系因為某個關鍵事件(比方說兩個銀河系融合，或是銀河中心的超新星爆炸造成原本穩定的氣體開始擾動等等)讓大量氣體往中心集中，形成了眾多不透光的雲塊(clumps)。這些雲塊日漸聚集，將中央黑洞包成一個繭。繭的內部因為壓力過高，終於會在某處形成突破口，突破的瞬間會產生超強的離子風。產生超強離子風的銀河系，目前也觀測到了幾十個"可能目標"(在幾十萬個銀河系之中)，但模型依然有待檢驗。
觀測上，黑洞沒被雲塊擋住視線的就是Type 1，被擋住的就是Type 2。因為雲塊的分佈不固定，因此隨時間Type 1和Type 2的比例不固定。而原則上繭狀和雲塊的生存週期都很短，這就是為什麼Type 2遠遠少於Type 1。
但這個模型也難以驗證。因為即使找到了一個古老的Type 2 QSO，辛辛苦苦的寫了計劃做了不同波段的觀測，發現最適合解釋的模型還是統一模型，這也僅僅表示這是一個統一模型的例子，卻沒辦法否定開放模型。
而或者適用開放模型的Type 2 QSO真的都太過古老了，以至於能夠察覺兩個模型間差異的特性都沒辦法觀測到。如果真的是這樣，就只能等待更高級、性能更強大的天文望遠鏡來做進一步的研究了。