1955年，美国天文学家赫比格在猎户座星云尘埃中确实探测到两颗恒星，而在几年前拍摄的照片中，还看不到这两颗恒星的踪迹。这两颗恒星也许真的是在我们有生之年诞生的。
到1965年，已经找到了几百颗因为太冷而不大发光的恒星。因为它们是由大量稀薄物质组成的，后来通过它们的红外线辐射才探测到它们，所以把它们叫做红外巨星。据推测，这些红外巨星是正在聚集而逐渐变热的尘埃和气体。最后，它们将变得非常热而发光。
在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析。一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比（如麦哲伦云中造父变星的情况那样）。因此，只要知道它们的星等，就可以绘制出这些恒星的赫-罗图。结果发现，较冷的恒星（燃烧氢的速度缓慢）在主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定的曲线，显示出演化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来，再次穿越主星序，最后向下走向白矮星。
根据这一发现，再加上某些理论方面的考虑（关于亚原子粒子在一定的高温和高压下能够互相结合的方式），霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。根据霍伊耳的观点，演化的早期，一颗恒星的大小或温度变化很小。（我们的太阳现在正处在这种状态，并将维持很长的时间。）因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦，所以在恒星的中心氦积累得越来越多，当这个氦核达到一定的大小时，恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急剧膨胀，表面温度降低。也就是说，离开主星序朝红巨星的方向运动。恒星质量越大，到达这个转折点就越快。在球状星团中，质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。
膨胀后的巨星虽然温度较低，但因表面积比较庞大，所以释放出比较多的热量。在遥远的未来，当太阳离开主星序时，或在那之前，它可能会热得使地球上的生命无法忍受。不过，这将是几十亿年以后的事了。
可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢？霍伊耳认为，氦核本身收缩，结果温度升高，使氦原子核聚合成碳，从而释放出更多的能量。这种反应的确是可以发生的。这是一种非常罕见而几乎不可能发生的反应。但是红巨星中氦原子的数量十分庞大，所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。
霍伊耳进一步指出，新的碳核继续变热，从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子。在发生这一过程时，恒星正在收缩并再次变热，朝主星序返回。此时恒星开始变为多层，就像洋葱头一样。它有一个由氧和氖构成的核，核外面是一层碳，再外面是一层氦，而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。
然而，与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其他燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。它的寿命维持不了多久，因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1/20而已。在一个比较短的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足，从而使恒星更加快速地收缩。它不仅收缩到正常恒星的大小，而且进一步收缩到白矮星的大小。
在收缩当中，恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生的热喷开。于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。当我们用望远镜观测时，边缘的地方看上去最厚，因此气体最多。这种白矮星好像是被“烟圈”环绕着。因为它们周围的烟圈好像是看得见的行星轨道，所以把它们叫做行星状星云。最后，烟圈不断膨胀而变得很薄，再也看不到了，我们看到的像天狼B星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。
白矮星就是这样比较平静地形成的；而这种比较平静的“死云”正是像我们的太阳一类的恒星和比较小的恒星未来的命运。而且，如果没有意外干扰的话，白矮星会无限地延长寿命，在此期间，它们会慢慢冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止（未来几十亿年），然后变为黑矮星，还要继续无数亿年。
另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河三B星那样是双星系统中的一颗，而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星，那么将会有一些令人兴奋的时刻。主星序星在自己的演化过程中膨胀时，它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外漂移而进入白矮星的轨道。在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋落在白矮星的表面，在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放射出爆发性的能量，如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到，于是天文学家便记录下有一颗新星出现。当然，这种事会一再发生，而再发新星确实是存在的。
但这些还不是超新星。超新星是从哪里来的呢？为了回答这个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。这些巨大的恒星相当稀少（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星少），30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。即使如此我们的银河系里大约也有70亿颗大质量恒星。
大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的作用下，其核也挤压得比较紧，因此核更热，聚变反应超越较小恒星的氧-氖阶段后仍能继续进行。氖进一步结合形成镁，镁又能结合形成硅，然后硅再结合形成铁。在其寿命的最后阶段，这种恒星可能会由6个以上的同心壳层组成，各自消耗不同的燃料。这时中心温度可达摄氏30亿～40亿度。恒星一旦开始形成铁，它就到达了死亡的终点，因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最少。无论是把铁原子转变成更复杂的原子还是转变成更简单的原子，都必须输入能量。
而且，当核心温度随年龄增加时，辐射压力也随着增加，并且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时，辐射压力会增加到16倍，因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。根据霍伊耳的说法，最后，中心温度上升得非常高，从而使铁原子转变成氦。但是要发生这种情况，正如我刚刚说过的，必须给铁原子输入能量。当恒星收缩时，可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。然而，所需的能量是如此巨大，根据霍伊耳的假定，恒星必须在一秒钟左右剧烈地收缩成其原来体积的极小的一部分。
当这种恒星开始崩溃时，它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原子包围着。随着外层的崩溃，原子的温度升高，这些仍然可以结合的物质一下子全部“点火”，结果引起一场大爆发，将恒星外层物质从恒星体内喷出去。这种爆发就是超新星。蟹状星云就是由这种爆发形成的。
超新星爆发的结果，将物质喷发到空间，这对于宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时，只形成了氢与氦。在恒星的核内则陆续形成其他更复杂的原子，一直到铁原子。如果没有超新星爆发，这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星。通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。
在超新星爆发的过程中，恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子。
喷射到空间的物质会加入已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其他金属元素的第二代新恒星的原材料。我们的太阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。那些第一代恒星则金属含量很低而氢含量很高。地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。
可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情况又是如何呢？它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗？
1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工作的印度天文学家强德拉塞卡计算出，大于太阳质量1.4倍以上的恒星，不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星，从而第一次指出，我们不能期望有越来越大的白矮星。这个数值现在叫做强德拉塞卡极限。事实上，结果证明到目前为止所有观测到的白矮星质量都低于强德拉塞卡极限。强德拉塞卡极限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥，因而使白矮星不能再继续收缩下去（亚原子粒子我将在后面第七章 中讨论）。随着质量的增加，引力强度也增加；达到1.4倍太阳质量时，电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小更致密的星体，而使亚原子粒子实际上相互接触。这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能探测出来。
观察宇宙的窗口
人类获取知识的最有力的武器，是他们的理解能力和推动这种理解能力不断发展的强烈的好奇心。有才智的人不断地发明出新的仪器，打开了我们的肉体感官所无法达到的境界。
望远镜
最著名的例子就是，1609年望远镜发明以后，新的知识大量涌现。从实质上来说，望远镜只是一只特别大的眼睛。设在美国加利福尼亚州帕洛马山上的望远镜，口径有5.08米（200英寸），聚光面积为20多平方米（31000平方英寸），与人眼的6毫米左右（1/4英寸）的瞳孔形成了鲜明的对照。这架望远镜的聚光能力可以把我们肉眼所能看到的星光亮度增强大约100万倍。它于1948年首次启用，是当今美国使用的最大的一架；但在1976年，苏联开始使用安置在高加索山上的一架口径为6米（236.2英寸）的望远镜进行观测。
苏联的这架望远镜可说是这种望远镜的极限了，但实际上工作并不理想。然而除了单纯地增加望远镜的口径外，还有其他改进的方法。在20世纪50年代，图雷发明了一种电子显像管，可以把望远镜收集到的弱光加以放大。将几个较小的望远镜统一使用，跟单独使用一个比其中任何成员都大的望远镜，所得到的影像是一样的。因此，美国和前苏联都在计划建造远远超过5米与6米口径的望远镜集合体。此外，如果将一架大望远镜安放在环绕地球的轨道上，便能够在没有大气干扰的情况下观测天空，因此它会比安放在地球上的任何望远镜都看得清晰，这个计划也在进行中。③
望远镜对于人类的贡献不仅仅是放大与增强光线而已。1666年，牛顿发现光可分解成各种彩色的光谱后，使望远镜朝着不单是一个光线收集器的方向迈出了第一步。牛顿让太阳光束经过一个棱镜后，发现太阳光束展宽成一条由红、橙、黄、绿、蓝、紫等色组成的带，而且每一种颜色都逐渐过渡到下一种颜色（图2-6）。（当然，人们对这种现象是很熟悉的，因为它经常以彩虹的形式出现。彩虹是太阳透过水滴时水滴产生棱镜效应而形成的。）
图2-6 牛顿分解白光光谱的实验
牛顿所证明的是太阳光，或者说白光，是多种特定的辐射（现在被认为是不同波长的波）的混合物。这些辐射在我们的眼睛看来就是众多不同的颜色。棱镜之所以能够把颜色分开，是因为当光由空气进入玻璃或由玻璃进入空气时，会产生弯曲；也就是折射；各种波长折射的程度不同，波长越短折射就越大。因此，波长短的紫光折射最大，而波长长的红光折射最小。
此外，这个现象还解释了早期望远镜的一个重大缺陷，即被观测物体的四周有模糊的色环。这是光线经过透镜时由色散形成的光谱。
只要使用透镜，就排除不了这种缺陷，牛顿对此深感失望。因此，他设计并制造了反射望远镜，用抛物面代替透镜来放大影像。由于所有不同波长的光都会产生相同的反射，因此在反射时不会形成光谱，也就没有色环（色差）出现了。
到了1757年，英国光学家多朗德利用两种不同的玻璃组合成透镜，一种玻璃可以抵消另一种玻璃形成光谱的倾向。这样就可以制成消色差（无色）透镜了。使用了这种透镜后，折射望远镜再度受到欢迎。1897年叶凯士天文台建造了一架透镜直径为1.02米（40英寸）的最大折射望远镜。此后没有再造出更大的折射望远镜来，将来也不可能造出来，因为更大的透镜吸收的光线太多，会将其优良的放大率抵消。因此，今天的巨型望远镜都属于反射望远镜，因为反射镜面很少吸收光线。
分光镜
1814，德国的光学家夫琅和费比牛顿更进了一步。他让光束通过一个狭缝，然后再用棱镜折射。这样得到的光谱实际上就是由各种波长组成的光的一系列狭缝的像。狭缝的像非常多，它们汇集在一起就成了光谱。夫琅和费的棱镜非常好，产生的狭缝像清晰得能够看出有些狭缝像没有出现。如果在太阳光中缺少某些特定的波长，则在那一波长便没有狭缝像形成，因而在太阳的光谱中就会出现一条暗线。
夫琅和费将他发现的暗线位置全部标出来，共有700多条。从此这些暗线被称做夫琅和费谱线。1842年，法国物理学家A.E.贝克勒耳首次拍摄到太阳的光谱线。这种照相术极大地促进了对光谱的研究，而且随着现代精密仪器的使用，在太阳的光谱中已经发现了3万多条暗线，并测定了它们的波长。
19世纪50年代，一些科学家曾经设想，这些线代表了太阳上的各种元素。暗线表示在有关波长时光线被某种元素所吸收；明线则表示元素的特征辐射。大约在1859年，德国的化学家本生与克希霍夫研究出了用这种方式来识别各种元素的一套方法。他们把各种物质加热，使之发出白炽光，再将它们发出的光展宽成光谱，根据背景上的标度测定出谱线的位置（在这种情况下，是在黑暗背景上出现的明亮的发射线），然后把每一条谱线都同某种元素匹配起来。他们的分光镜很快就被用来发现新的元素，方法是辨认与已知元素不一致的新谱线，在不到两年的时间里，本生与克希霍夫便利用这种方法发现了铯和铷。
此外，分光镜还被用来研究太阳光和星光，很快在化学及其他方面就获得大量的新资料。1862年，瑞典天文学家埃斯特朗在太阳的光谱中发现了氢元素的谱线特征，从而证实太阳含有氢。
虽然在恒星上也能探测到氢，但是，总的说来，由于恒星的化学成分不同（其他性质也是如此），它们的光谱也各不相同。事实上，恒星可以按照它们的谱线图的一般性质来分类。1867年，意大利天文学家塞奇，在4000颗恒星光谱的基础上，第一次将恒星分类。到19世纪90年代，美国的天文学家E.C.皮克林对几万张恒星光谱进行了研究，在A.J.坎农和A.C.莫里的大力支持下，使光谱分类更加细致。
最初，光谱分类是用大写字母按照英文字母的顺序排列的，但是后来知道的恒星越来越多，因而有必要改变这种次序，对光谱型进行逻辑排列。如果字母以恒星温度递减的次序来排列，则为O，B，A，F，G，K，M，R，N和S十类；而每一类又可以再细分为1～10十个次型，例如，太阳是一个中等温度的恒星，光谱型为G-0，半人马座α星是G-2型，温度比较高的南河三是F-5型，而温度相当高的天狼星则是A-0型。
正如分光镜在地球上能够找到新元素一样，分光镜在天空中也能找到新元素。1868年，法国天文学家让桑在印度观测日全食时，发现了一条和过去任何已知元素的光谱都不符合的光谱线。后来英国天文学家洛基尔证实，那条光谱代表的是一种新元素，并将这种新元素命名为氦（源自希腊文“太阳”）。大约30年以后，人们才在地球上发现了氦元素。
正如我们在本章前面看到的那样，分光镜后来成为测量恒星视向速度的工具，并用来探测恒星的磁场特性、恒星的温度、恒星是单个星还是双星等等。
此外，谱线是有关原子结构知识的一部名副其实的百科全书，不过，直到19世纪90年代首次发现原子中的亚原子粒子后，谱线才得到充分地利用。例如，1885年，德国物理学家巴耳未证明，氢原子所产生的整组谱线按照一个相当简单的公式有规则地间隔着。30年以后，用这个理论推导出了氢原子的一个重要结构图。
洛基尔本人证明，一种给定的元素所产生的谱线在高温下会发生变化。这表明原子内部有某种改变。同样，直到后来发现原子中含有更小的粒子后，洛基尔的理论才受到重视。在高温下有些粒子被驱逐出来，因而使原子的结构和原子产生的谱线的性质发生改变（这种改变了的谱线有时会被误认为是新元素的象征）。但是，很遗憾，氦至今仍然是天上发现的惟一新元素。
照相术
1830年，法国艺术家达盖尔制造了第一块达盖尔银版，从而引入了照相术。照相术同样很快就成为天文学上非常宝贵的工具。在19世纪40年代，许多美国天文学家纷纷拍摄月球的照片，其中G.P.邦德拍摄的一张月球的照片，1851年在伦敦举办的傅览会上引起轰动。他们还对太阳进行了拍摄。1860年，塞奇首次拍摄了日全食的照片。到1870年，日全食的照片已经证明，日冕与日珥是太阳的一部分，而不是月球的一部分。
在此期间，在19世纪50年代开始时，天文学家对远恒星也进行了拍摄。到1887年，苏格兰天文学家吉尔每天都对恒星拍照。从此，在观测宇宙方面，照相术很快就变得比用我们的肉眼更为重要。
利用望远镜照相的技术不断得到改进。但是，一个主要的障碍是，大望远镜所能看到的视场非常小。如果试图扩大视场的话，边缘上就会发生畸变。1930年，俄国血统的德国光学家B.施密特设计了一种使用改正透镜的方法，可以避免发生畸变。人们使用这种透镜一次可以拍摄到非常宽阔的一片天空，从中找出感兴趣的天体，然后再用普通望远镜进行仔细研究。因为这种望远镜几乎总是被用在天体照相工作上，所以被称为施密特照相机。
目前使用的最大的施密特照相机，口径为135厘米（53英寸），1960年在民主德国的图腾堡首次投入使用。另一架口径122厘米（48英寸）的施密特照相机与帕洛马山上的5.08米（200英寸）口径的海耳望远镜配合使用。第三架最大的施密特照相机口径为0.99米（39英寸），1961年在苏联亚美尼亚天文台投入使用。
1800年前后，W.赫歇耳（第一次猜测我们银河系的形状的那位天文学家）做了一个非常简单而有趣的实验。他首先让一束太阳光通过棱镜，然后将一支温度计放在光谱红端的旁边。温度计中的水银竟上升了！很明显，在波长比可见光谱还要长的地方还有某种不可见的辐射存在。W.赫歇耳所发现的这种辐射就是有名的红外辐射，即在红端以外的辐射。此外，现在我们知道，太阳的辐射中足有60%属于红外辐射。
1801年，德国物理学家里特对光谱的另一端进行了探索。他发现，硝酸银曝光于蓝光或紫光时，会分解出金属银而变黑，如果把硝酸银放在光谱紫端以外的地方，会分解得更快。这样，里特发现了现在被称做紫外辐射的“光”（在“紫端”以外）。W.赫歇耳和里特展宽了久已存在的光谱，使之进入了辐射的新领域。
这些新的领域可以给人们提供大量的资料。太阳光谱中我们肉眼看不到的紫外辐射部分，在照片上却显示得非常详细。事实上，使用石英棱镜可以记录下非常复杂的紫外光谱（石英能够透过紫外辐射，而普通玻璃会把大部分紫外辐射吸收掉）。这是1852年由英国物理学家斯托克斯首先证实的。遗憾的是，大气层只让近紫外辐射（即同紫光波长差不多的辐射）通过。远紫外辐射由于波长特别短，在高层大气中被吸收掉了。
射电天文学
1860年，苏格兰物理学家麦克斯韦提出一个理论，预言整个辐射家族都与电磁现象（即电磁辐射）有联系，而一般可见光只是这个家族中的一小部分而已。25年以后，即在麦克斯韦因患癌症过早去世7年后，才找到了证实他的预言的第一个确实的证据。1887年，德国物理学家H.R.赫兹从感应线圈的火花中制造振荡电流，结果产生出波长极长的辐射，比一般红外辐射的波长长得多。H.R.赫兹探测到了这些辐射。这些辐射后来称做无线电波或射电波。
波长可以用微米（1/1000000米）来量度，可见光的波长从0.39微米（极紫）到0.78微米（极红）。接下去是近红外辐射（0.78～3微米），再就是中红外辐射（3～30微米），然后是远红外辐射（30～1000微米）。从此开始便是射电波：所谓的微波从1000～160000微米，长波射电波长高达几十亿微米。
辐射的特性不仅可以用波长来表示，也可以用频率来表示。频率就是每秒钟产生的辐射的波数。可见光和红外辐射频率的数值太大，因此在这两种情况下通常不使用频率来表示。但是，对射电波来说，频率降低到比较低的数字，因而得到广泛地应用。每秒钟1000个波叫做1千周；每秒钟1000000个波叫做1兆周。微波的范围从300000兆周到1000兆周。一般电台使用的射电波波长都很长，都低到千周的范围。
在赫兹发现射电波后的10年期间，光谱的另一端也有了同样的扩展。1895年，德国物理学家伦琴意外地发现了一种神秘的辐射，他称之为X射线，结果证明，X射线的波长比紫外辐射的波长短。后来卢瑟福证明，与放射性有关的γ射线的波长比Ｘ射线的还要短。
目前光谱中的短波部分大致划分如下：波长从0.39～0.17微米属于近紫外辐射，从0.17～0.01微米属于远紫外辐射，从0.01～0.00001微米属于Ｘ射线，γ射线的范围则是从这个数值一直到小于十亿分之一微米。
于是，牛顿最初的光谱得到极大的扩展。如果我们把波长每增加一倍看作是相当于1个8度音程的话（如同声音那样），那么我们所研究的全部电磁波谱大约等于60个8度音程。可见光在靠近光谱的中心部分，仅占1个8度音程的范围。
有了比较宽的光谱，我们对恒星的认识当然会更加全面。例如，我们知道，太阳光中包含着大量紫外辐射和红外辐射。这些辐射大部分被我们的大气吸收了；但是1931年非常意外地发现了一个探索宇宙的射电窗口。贝尔电话实验室的一位年轻的无线电工程师央斯基，在研究经常伴随着无线电接收而产生的静电时，偶然发现了一种非常稳定的噪声，这种噪声不可能来自任何通常的噪声源。他最后断定，这种静电是由来自外层空间的射电波引起的。
最初，来自空间的射电信号似乎在太阳方向上最强，但一天天过去后，接收到的最强信号慢慢地从太阳方向移开，并且在天空中环行一圈。到1933年，央斯基断定，这些射电波来自银河，特别是来自靠近银河系中心的人马座方向。
于是射电天文学诞生了。但因为它还有严重的缺点，所以并没有立即受到天文学家的欢迎。射电天文学得到的并不是整齐的图形，而只是在图上画出一些扭动的曲线，很不容易解释其中的含义。更重要的是，射电波的波太长，以至于无法分辨出像恒星那样小的射电源。来自空间的射电信号，波长大约是光波波长的几十万倍甚至几百万倍；因此，任何普通的无线电接收机最多只能测出这些射电波发射的大致方向。射电望远镜必须有一个比光学望远镜的镜面大100万倍的抛物面天线，才能产生像光学望远镜那样清晰的天空图像。一架5.08米（200英寸）口径的望远镜需要匹配的抛物面天线的直径为5040公里，大约是美国面积的两倍，这显然是不可能办到的。
这些困难影响了人们对这项新发现的重要性的认识。但是一位名叫雷伯的年轻的无线电业余爱好者，出于个人的好奇心，继续对射电波进行研究。1937年，雷伯花费了许多时间和金钱，在后院中建造了一架小型射电望远镜，并配有一具直径约为9米（30英尺）的抛物面天线，接收和集中射电波。1938年初，除了人马座外，他又发现了一些射电源，例如，天鹅座中有一个，仙后座中也有一个，（最初，不管这种源是不是恒星，均称射电星，但现在一般都叫做射电源。）
在第二次世界大战期间，英国的科学家在研制雷达的过程中发现，太阳发射的微波范围内的信号对雷达有干扰。这一发现激起了他们对射电天文学的兴趣。第二次世界大战结束后，英国继续对太阳射电频率的研究工作。1950年，他们发现，太阳的射电信号大多与太阳黑子有关，（央斯基是在太阳黑子活动极小期进行实验的，所以他探测到银河系的辐射，却没有探测到太阳的辐射）。
此外，由于雷达技术和射电天文学使用的波长相同，所以到第二次世界大战结束时，天文学家便有了适合于处理微波的大型阵列设备。这些设备很快就得到改进，人们对射电天文学的兴趣也大为提高。
为了更清晰地接收和给射电源准确定位，英国首先建造了大型天线。在英国的焦德雷尔班克，洛维耳监造了直径约为76米（250英尺）的抛物面天线，从而有了第一架真正的大型射电望远镜。
后来终于发现了清晰接收的方法，要获得高分辨力，并不需要建造一架大得无法制作的射电望远镜，而只要在一个地方建造一架大射电望远镜，在远距离的地方再建造一架就行了。如果用超精确的原子钟校正两个抛物面天线的时间，并通过精密电脑的处理使它们一致运行的话，则两个抛物面天线所产生的效果与一个直径等于两者直径之和（即两者分离的距离）的大型抛物面天线相同。抛物面天线的这种组合叫做长基线射电望远镜或甚长基线射电望远镜。澳大利亚天文学家在他们那宽广而比较空旷的土地上安装了这种射电望远镜。现在，美国加利福尼亚州与澳大利亚合作建立的抛物面天线，产生的基线大约是10600公里（6000英里）。
因此，射电望远镜产生的图像同敏锐的光学望远镜一样清晰。实际上，射电望远镜比光学望远镜分辨得更仔细。诚然，这种甚长基线射电望远镜在地面上可以无限地延长，但是天文学家正在梦想，使射电望远镜在空间相互配合，并同地球上的抛物面天线配合，以形成更长的基线。
然而，早在射电望远镜发展到目前的水平之前，就有了许多重大发现。1947年，澳大利亚天文学家博尔顿测定了天空中第三个最强的射电源的方位，证实就是蟹状星云。在天空各处被探测到的射电源中，这是第一个被确定的实际可见的天体。这样强的辐射似乎不可能是由一颗恒星产生的，因为其他恒星并不产生这种辐射。这个射电源似乎比较可能是蟹状星云中膨胀着的气体云。
这项发现更加证明，宇宙射电信号主要是由湍动气体产生的。太阳外层大气中的湍动气体发出射电波，所以所谓的射电太阳比可见太阳要大得多。后来发现，具有湍动大气的木星、土星和金星也是射电源。
射电天文学的开创者央斯基，在世时基本上没有得到人们的赏识，而在1950年，正当射电天文学开始大踏步前进的时候，他去世了，享年44岁。后来人们为了纪念他，便用央斯基作为测量射电发射的强度单位。
眺望我们的银河系之外
射电天文学的触角远及空间深处。在我们银河系中，有一个强射电源是太阳系以外最强的一个射电源，叫做仙后，因为它位于仙后座内。巴德和闵可夫斯基用帕洛马山上的5.08米口径的望远镜，进一步观测了这个英国射电望远镜已经准确定位的射电源，发现是一缕缕湍动气体。这些气体很可能是1572年第谷在仙后座看到的那颗超新星的遗迹。
1951年发现了一个更远的射电源。它是第二个最强的射电源，位于天鹅座内。雷伯1944年首先报告了这个射电源。但直到后来利用射电望远镜找出它的位置，才开始发现这个射电源位于我们的银河系之外，这是在银河系以外精确定位的第一个射电源。1951年，巴德在用5米口径的望远镜观测指出的那部分天区时，在视场中心发现了一个奇特星系。它有两个中心，而且好像是被扭曲了似的。巴德当即怀疑，这个奇特的、被扭曲的、双中心的星系不是一个星系，而是两个星系，就像一付合击在一起的铙钹。巴德认为，它们是两个正在碰撞的星系，他同其他天文学家讨论了这种可能性。这个证据似乎支持他的观点，所以在一段时间内，人们接受了两个星系相撞的说法。大多数星系存在于相当密集的星系团中，像成群的蜜蜂那样运动，这种碰撞似乎是很难避免的。
天鹅座里的射电源虽然调整到2.6亿光年以外，但是它所发出的射电信号却比我们的恒星近邻蟹状星云强。这第一次表明，射电望远镜比光学望远镜能够洞察更远的星空。即使口径为76米（250英尺）的焦德雷尔班克射电望远镜（按照目前标准是很小的射电望远镜），也远胜过5米（200英寸）口径的光学望远镜。
然而，当在远星系中发现的射电源数目不断增加并超过100个时，天文学家们又不安起来。无疑，它们根本不可能都是由碰撞的星系形成的。
事实上，天空中星系相撞的整个观念已经动摇了。苏联天体物理学家阿姆巴楚米扬1955年提出了理论上的理由，认为射电星系是正在爆发的星系，而不是正在相撞的星系。
1963年发现大熊座里的M-82星系（大约1000万光年远的一个强射电源）就是这样一个爆发星系。这个发现极大地增强了上述推测的可能性。
用5米（200英寸）口径的海耳望远镜并利用一种特定波长的光对M-82星系进行观测，发现从星系的中心喷射出长达1000光年的巨大物质喷流。从向外爆发的物质数量、爆发物质已经运行的距离及其运行的速率来看，发生爆发的时间大概是在150万年前。
现在看来，星系的核普遍活动着，那里经常发生湍动和非常剧烈的事件，因此，总的来说，宇宙是一个激烈运动的场所，在射电天文学出现之前这是人们所梦想不到的。我们肉眼所看到的天空之所以显得格外平静，是因为我们只是在有限的时间里看到有限的景物的缘故（看到的仅仅是和我们非常邻近的恒星）。
即使在我们银河系的正中心，也有一个微小的区域，最大宽度只有几光年，但却是一个非常活跃的射电源。
另外，顺便说一下，虽然爆发星系存在，活跃的星系核很常见，而且可能很普遍，这些都是事实，但没有必要认为星系碰撞的观念不值得考虑。在任何星系团中，大星系似乎可能是吞并小星系而成长起来的；而且常常是有一个星系比这个星系团中的任何一个其他星系都大得多。许多迹象表明，它是通过碰撞和吸收小星系而达到这样大的规模的，有一张大星系的照片，显示出几个不同的核的迹象，但除了一个以外，其他都不是它自己的，而曾经是单独星系的一部分。于是，吞并星系这个词开始使用起来了。
新天体
到了20世纪60年代，天文学家们可能会轻易地认为，天空中的物理天体已经不会再有多少令人惊奇的事情了。新的理论和新的见解是会有的，但是在运用不断改进的仪器观测了3个世纪之后，无疑不会留下什么新型恒星、新型星系或者其他令人震惊的新种类了。
对于持有这种观点的天文学家来说，当对某些看上去不平常但并不惊人的射电源研究的结果第一次出现时，他们一定会感到万分惊讶。
类星体
天文学家首次研究的深空里的射电源，其存在似乎与含有湍动气体的延伸的天体有关：蟹状星云、远星系等等。然而，有些射电源看上去异乎寻常的小。由于射电望远镜越来越精密，对射电源的观测也越来越清晰，人们开始发现，射电波可能是由单个恒星发射出来的。
在这些射电致密源中，有几个已经知道是3C48、3C147、3C196、3C273与3C286。“3C”是“剑桥第三射电星表”的缩写。这个表是由英国天文学家M.赖尔和他的同事编制的，后面的号码表示这个射电源在表中的位置。
1960年，美国天文学家桑德奇用5米（200英寸）口径的望远镜对含有这些射电致密源的区域进行了仔细地搜寻；每个区域果然都有一颗恒星好像就是射电源。被探测到的第一颗恒星是与3C48联系在一起的恒星。在3C273天区中，最明亮的一个天体的精确位置是哈泽德在澳大利亚测到的，当月球从这个天体前经过时，他记录下了射电中断的时间。
这些有关的恒星在以前对天空进行的照相扫描中早已被记录了下来，过去它们一直被认为只不过是我们银河系的暗弱成员。但是，在它们不寻常的射电辐射的刺激下，对它们又进行了过细地拍照，现在证明完全不是那么回事。暗弱的星云状物质被证明与某些天体有联系，而3C273显示出从它里面喷射出一小股物质喷流的迹象。事实上，有两个射电源与3C273有关：一个来自这颗恒星，一个来自这股喷流。另外有趣的一点是，在仔细地研究以后，发现这些恒星含有非常丰富的紫外光。
事情似乎是这样，射电致密源尽管看起来像是恒星，但它们终归不是普通的恒星。它们最后被称为类星射电源（类星意思是“与恒星相似”）。由于这个词对天文学家来说越来越重要，但念起来很不顺口，于是，1964年，中国血统的美国物理学家丘宏义④把这个词缩略成类星体，就这样，一个拗口的字眼永久地进入了天文学词汇。
很明显，类星体非常有趣，有必要使用包括分光镜在内的全部天文技术来进行研究。天文学家桑德奇、格林斯坦和M.施密特等人，经过艰苦的努力终于得到类星体的光谱。当他们在1960年完成这项任务时，发现有许多陌生的谱线他们无法辨认。而且，有一个类星体产生的谱线与任何其他类星体的谱线都不相同。
1963年，M.施密特再次研究3C273的光谱，这颗最明亮的类星体显示出最清晰的光谱。在光谱的6条谱线中有4条排列方式看起来与氢谱线的线系十分类似，不过氢谱线的线系不应该存在于这些谱线被发现的地方。但是，难道这些谱线不可能本来在别的地方，因为它们向光谱的红端位移，才出现在它们被发现的地方吗？如果真是这样，它们的位移会是很大的。曾有人指出，它们以大约每秒40000公里的速度退行。这个数值似乎让人无法相信，而且，如果这种位移现象存在的话，另外两条谱线也应该能证认出来：一条表示失去两个电子的氧；另一条表示失去两个电子的镁。
施密特与格林斯坦转而研究其他类星体的光谱，他们发现，只要假定有巨大的红移，它们的谱线也能证认出来。
这样巨大的红移固然可以由一般的宇宙膨胀产出；但是，如果按照哈勃定律把红移换算成距离，结果证明，类星体根本不可能是我们银河系里的普通恒星；它们应该在已知的最遥远的天体之列，距离地球几十亿光年。
到20世纪60年代末期，一次集中地搜寻发现了150个类星体。对其中110多个的光谱进行了研究。这些类星体中的每一单个类星体都显示出大的红移，确实比3C273类星体的红移大。它们中有两个类星体的距离估计大约有90亿光年。
如果类星体真像红移显示的那样远的话，那么，天文学家就会面临一些迷惑而难解的问题。举例来说，这些类星体必定非常地明亮，才能在如此遥远的地方仍然显得那么亮；它们一定是整个普通星系光度的30～100倍。
然而，如果真是这样，如果类星体具有一个星系的形式和外表的话，那么，一个类星体含有恒星数目应该是一个普通星系的100倍，而且其大小也应该是一个普通星系的5倍或6倍。即使在它们那样遥远的距离，在大型望远镜里也应该呈现出清晰的卵形光斑。然而它们并不形成光斑，即使在最大的望远镜里依然是星状的点。因此，尽管它们特别明亮，在体积上可能比普通星系小得多。
另一种现象也着重说明类星体的体积是小的；因为早在1963年，人们就发现，类星体发射出的能量，不论在可见光区域还是射电波区域，都会发生变化。几年期间的记录表明，其增减幅度多达三个星等。
在如此短的时间内，辐射有这样明显的变化，它一定是一个小天体。小的变化可能是由天体的某些局部区域增亮或变暗造成的；但是大的变化，则一定与整个天体有关。如果整个天体与变化有关的话，那么，在发生变化的时间内，某种效应一定会横跨天体的全部宽度。但是任何效应都不能快过光速；因此，如果一个类星体在几年的时间内就发生明显的变化，它的直径不可能大于1光年。实际上，一些计算结果表明，类星体的直径可能小得只有1光周（即光在一星期内走过的路程，等于8000亿公里）。体积如此小而亮度又如此大的天体，它们耗费能量的速率必定非常大，因而储存的能量不会持续长久（除非有某种现在想象不到的能源，而这并不是不可能的）。一些计算表明，一个类星体以如此巨大的速率放出能量，只能维持100万年左右。这样看来，我们所看到的类星体是在不久之前（从宇宙的角度来说）才形成的；而且必定有些天体过去是类星体，如今已不再是类星体了。
1965年，桑德奇宣称，他发现的天体可能的确是一些年老的类星体。它们看起来像是普通的蓝星，却同类星体一样有大的红移。它们同类星体一样又远又亮又小，却没有射电辐射。桑德奇称它们为蓝星体，简称为BSO。
蓝星体的数量似乎比类星体多得多，1967年曾估计，我们的望远镜所能看到的蓝星体总数为10万个。蓝星体比类星体多得多，因为天体以蓝星体的形式存在的时间比以类星体的形式长久得多。
在天文学家中，认为类星体是非常遥远的天体的观点并不普遍。有人认为，类星体的巨大红移可能不是宇宙学红移，就是说，它们不是宇宙通常膨胀的结果，它们大概是比较靠近那些由于某种局部原因（例如，被以巨大的速度从星系核内喷射出来）正在急速远离我们而去的天体。
这种观点的最热心的支持者是美国天文学家阿普，他提出，有些类星体似乎与天空附近的星系有物理上的联系。如果真有联系，它们的距离应该是一样的。因为星系的红移比较小，所以类星体的比较大的红移不可能是宇宙学红移。
另一个令人困惑的问题是20世纪70年代末期的一项发现。类星体内部的射电源（用现今的长基线射电望远镜能够分别探测到它们）似乎在以几倍于光速的速度分离开去。按照目前的物理理论，超过光速的速度被认为是不可能的，但是只要设想类星体果真像想象的那么遥远，这种超光速就有可能存在。如果它们实际上距离比较近，则它们分离的速度就会比光速小。
