Quasar đầu tiên, với ký hiệu 3C 273 được nhà thiên văn người Hoa Kỳ gốc Hà Lan[1] Maarten Schmidt phát hiện năm 1963 trong chòm sao Thất Nữ, từ đài thiên văn Palomar. Đến năm 2005 đã có hơn 100.000 quasar được phát hiện[2].

Vào những năm 50 của thế kỉ 20, các kính thiên văn vô tuyến được hoàn thiện vượt bậc. Ý tưởng tìm kiếm nền văn minh ngoài Trái Đất được chính phủ Hoa Kỳ ủng hộ và tài trợ ở giai đoạn đầu thông qua chương trình SETI (là cách viết tắt từ Search for Extra-Terrestrial Intelligence, nghĩa là Sự tìm kiếm nền văn minh ngoài Trái Đất). Các nhân viên của chương trình SETI quyết tâm tìm kiếm các tín hiệu vô tuyến có thể được các nền văn minh ngoài Trái Đất phát ra một cách chủ ý từ vũ trụ. Tất nhiên, khi các kính thiên văn vô tuyến hướng vào các nguồn phát sóng vô tuyến mạnh nhất, thì các nhà thiên văn cũng hướng các kính thiên văn quang học của mình lên các vị trí này trên các bản đồ vô tuyến của các ngôi sao, để phân tích ánh sáng các nguồn này. Trước đó, sự tồn tại của các va chạm giữa hai thiên hà, gây nên bùng phát phản ứng nhiệt hạch năng lượng cao, đi cùng với bức xạ vô tuyến kề tiếp đã được khẳng định. Tuy nhiên, các nguồn vô tuyến trên bầu trời chỉ giống như một ngôi sao mờ bình thường, với cấp sao biểu kiến yếu. Câu hỏi lớn nhất ở đây là vì sao tồn tại bức xạ vô tuyến cường độ cao như vậy mà không xảy ra sự va chạm của hai thiên hà[1]?.

Trên những tấm ảnh có độ phân giải cao lúc bấy giờ, các quasar chỉ biểu hiện như các nguồn phát sáng điểm, vì thể chúng được coi là các "sao vô tuyến" trong Ngân Hà. Tuy nhiên một số nhà thiên văn tin vào nguồn gốc ngoài Ngân Hà của chúng. Việc góp hợp các thành phần phổ quang học và phổ vô tuyến rất phức tạp. Nguồn vô tuyến đầu tiên được góp hợp mang ký hiệu 3C 48 theo danh sách Cambridge thứ ba của các nguồn vô tuyến, đã trả lời cho nhiều câu hỏi. Các quang phổ góp hợp này chứa các vạch quang phổ phát xạ rộng mà các nhà khoa học không thể xác định là vạch quang phổ của nguyên tố đã biết nào. Cuối cùng họ phải gọi là các "ngôi sao đặc biệt phát ra bức xạ vô tuyến".

Vào năm 1963, Maarten Schmidt phát hiện ra dãy Balmer của các vạch quang phổ của nguyên tố Hydro trong quang phổ của quasar 3C 273, ở vị trí bất thường mà lúc đó không ai tìm.

Nguyên nhân của vị trí vạch quang phổ bất thường này là hiện tượng dịch chuyển đỏ, trong đó giá trị này của quasar 3C 273 là z = 0,158. Ông cho rằng, chuyển dịch đỏ này quá lớn, không thể xuất hiện do tác động của trường hấp dẫn. Sau khi đắn đo loại trừ các khả năng khác, ông tuyên bố nguyên nhân có thể chấp nhận cuối cùng là sự giãn nở vũ trụ[3]. Trên cơ sở việc công nhận lý thuyết vũ trụ giãn nở và theo định luật Hubble, nếu dùng mô hình vũ trụ

• với tham số giảm tốc (tiếng Anh: Deceleration parameter) q0 = 0,5
• và hằng số Hubble H = 75 km.s−1.Mpc−1

thì khoảng cách của quasar 3C 273 là khoảng 2 tỉ năm ánh sáng, cấp sao tuyệt đối -26,2m và năng lượng phát sáng tương ứng với năng lượng của hàng chục nghìn tỉ (1013) Mặt Trời, tức sáng hơn 50 lần so với thiên hà sáng nhất được biết đến[4].

Để có chuyển dịch đỏ đó, quasar 3C 273 phải chuyển động rời xa với vận tốc 47.000 km.s−1, trong khi vận tốc lớn hơn duy nhất mà các nhà thiên văn học đã biết đến là vận tốc ánh sáng.