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Marteen Smith tire alors les conclusions de cette observation d'un spectre présentant un redshit "sans précédent" pour un objet d'apparence stellaire :
- soit il s'agit d'une étoile avec un grand redshit d'origine gravitationnel, mais la présence de raies permise et interdites* possédant le même redshift est difficilement explicable
- soit il s'agit de la région centrale d'une galaxie possédant une décalage cosmologique de 0,158. Sa distance serait donc de 500 mégaparsecs et sont diamètre de 1 kilo parsec. Cette région serait donc 100 fois plus brillante dans la bande optique que les galaxies lumineuses identifiées à partir des radio sources.
La deuxième explication est considérée comme la plus plausible.

Cette publication constitue le point d'orgue de recherches entamées depuis le début des années 50 pour déteminer la nature des objets émettant dans le domaine radio, notamment menées par Minkowski. Minskowski établit 4 catégories d'objets sources radio : rémanants de supernovae, tels la nébuleuse du crabe (Messier 1), des nébuleuses galactiques particulières, des galaxies particulières ("nébuleuses extragalacytiques particulières"), des galaxies normales (NGC 224, la grande galaxie d'Androméde).
Les premières idendifications optiques avaient été réalisées dès 1949 par Bolton, Stanley et Slee (M1, M87, NGC 5128). Correspondant à la position de la radiosource Cygnus A, Baade et Minkowsi mettent en évidence un objet à l'aspect particulier, résultant de l'interaction de deux galaxies. Le redshift important, permet de déterminer la quantité d'énergie énorme émise par cette source : 8x1042 erg.sec-1 en radio et 6x1042 dans le domaine optique. Ces valeurs sont largement sous-estimées vue la valeur de Ho adoptée (540 km.s-1.Mpc-1!).
Dans la perspective des quasars, ce travail cumine en 1960 par l'estimation du redshift de la galaxie correspondant à la source 3C295. Cette radio source fait partie du 3ème catalogue de radiosources de Cambridge (3C), dont l'établissement devait être déterminante.

C'est à partir de ce même catalogue que Sandage et Matthews travaillent sur 3 sources dont la position a pu être déterminée de façon précise grâce à deux radiotélescopes travaillant de façon interférométrique.

A partir d'une image prise le 26 septembre 1960, Sandage décrit la contrepartie optique de 3C48 comme objet d'apparence stellaire (starlike) entouré d'une faible nébulosité. Il reléve un certain nombre de caractéristiques qui plus tard seront attribuées aux quasars, notemment :
- indice de couleur particulier (V=16.06, B-V=0;38, U-B=-0.61), différent de celui des étoiles ordinaires et des galaxies
- trés larges raies d'émission.
- variabilité de la luminosité. Des mesures sporadiques réalisées entre octobre 1960 et décembre 1961 montrent une variabilité de 0.4 magnitudes autour d'une valeur moyenne de 16,2.

L'article qui sera finalement publié comporte une révision décisive (mars 1963) : Greenstein et Matthews ont, entretemps, déterminé le redshitf de 3C48 (0.3675), ce qui en fait non seulement un objet extragalactique, mais encore l'un des plus lointains connu (juste après 3C295, dont le redshift a été établi à en 1960 par Minkowski). Le paragraphe sur l'analyse de 3C48 comme objet galactique sera conservé dans l'aricle finalement publié, mais il sera suivi par un long développement étudiant 3C48 en tant que galaxie.

Sur la base d'une constante de Hubble fixée à 100 km/s/Mpc, le redshit conduit à la distance considérable (à l'époque) de 1100 MPc, soit 3,6 milliards d'années lumière. La magitude absolue M=-24,3 qui en est déduite fait de 3C48 un objet "plus brillant que n'importe quel objet connu".
La détermination de la distance permet également conduit également Matthews et Sandage à apprécier l'implication des variations de luminosité sur de courtes périodes de temps : la région émettant cette énorme quantité d'énergie dans les domaines radio et visible est plus petite que 0,15 Pc!

Alors que l'histoire des quasars débute, leurs principales caractéristiques sont déja établies par ce travail précsurseur : 3C48 aurait pu être le premier quasar. D'ailleurs, en 1968, Maarteen Schmidt lui attribue ce titre "Les quasars, ou radio sources quasi stellaires sont connus depuis 1960, lorsque la première radiosource fut identifiée avec un objet d'aspect quasi stellaire" [ ]

Dans les mois et les années qui suivent, les découvertes s'accumulent : Schmidt et Matthews déterminent les redshifts de 3C47 (z = 0,425) et 3C147 (z= 0,545) qui deviennent ainsi les 3ème et 4ème quasars en 1964.
En 1965, Schmidt publie les redshifts de 5 nouveaux quasars : 3C254 (z = 0,734), 3C245 (z = 1,029), CTA102 (z = 1,037), 3C287 (z = 1,055) et le redshift sans précédent de 3C9 : z = 2,012.

Sandage s'appuie sur l'excés de rayonnement dans l'ultra-Violet observé pour 3C48, 3C196 et 3C286 afin de déterminer de nouveaux quasars à partir du catalogue de Cambridge. La méthode (examen de plaques photographiques en UVB et détermination des indices B-V et U-B) permet de confirmer ou de déterminer 44 quasars correspondant à des radiosources.

Mais, par hazard, Sandage constate sur certaines plaques (3C194, 3C205, 3C225, 3C280) des objets possédant les mêmes caractéristiques optiques que les radiosources quasi-stellaires (QSS), sans être associés à des radio-sources. Certains de ces objets (dénommés "Interlopers") figurent dans le catalogue de Tonantzintla (1959) ou parmi les objets de Lyuen-Haro, présentant un fort excés de rayonnement bleu. Les redshifts sont élévés, la magnitude absolue moyenne dans le bleu est -25, Sandage conclut à l'existence d'une nouvelle classe d'objets : les galaxies quasi-stellaire (QSG). le titre de l'article rend compte de l'importance de la découverte : The existence of a new major constituant of the universe : the quasi stellar galaxies. Sandage estime que la plupart des objets bleus à de hautes latitudes galactiques dont la magnitude est supérieure à 16 font partie de cette nouvelle classe, estimant ainsi que les galaxies quasistellaires sont 1000 fois plus nombreuses que les QSS. Cette estimation sera toutefois rapidement revue à la baisse (Kinman 1965)

Parmi les galaxies quasi-stellaires ainsi mises en évidence figurent notamment TON 256 et TON 730

Ces découvertes intenses vont ramener à l'actualité des galaxies d'un type particulier : les galaxies de Seyfert du nom de l'astronome qui en 1943 en établit les propriétés (1943).

Les travaux de Seyfert avaient été précédés par des observations disparates.
Dès 1909, Fath constate dans le spectre de NGC 1068 la présence, inhabituelle pour une galaxie, de 5 raies d'émission. Campbell et Moore trouvent des raies d'émission dans le spectre de NGC 4151. Hubble évoque la présence de raies d'émission (planetary-type) dans le noyau de NGC 4151 (1926).

Lorsque Seyfert entame ses travaux, une douzaine de galaxies présentant des raies d'émission superposée à un " continuum de type solaire" sont connues :
NGC1068, NGC1275, NGC2782, NGC3077, NGC 3227, NGC 3516, NGC4051, NGC4151, NGC4258, NGC6814, NGC7469.

Seyfert va concentrer ses travaux sur 6 d'entre elles (en gras) [8], et plus particulièrement sur les 3 plus brillantes : NGC1068, NGC3615 et NGC4151.

Les deux plus brillantes, NGC 1068 et NGC 4151 montent les mêmes raies d'émission que celles de la nébuleuse planétaire NGC 7027.

Seyfert décrit comme caractéristique principale "l'existence d'un noyau d'aspect stellaire ou quasi-stellaire, extrémement lumineux, concentrant une partie importante de la luminosité totale du systéme".

Les galaxies présentant des raies d'émission hautement excitées sont maintenant dénommées galaxies de Seyfert.

L'apparente similarité entre les propriétés des quasars et des noyaux des galaxies de Seyfert (spectre optique, variablité, émission infra-rouge) va relancer l'intérêt pour ces dernières. Une conférence réunie en 1968 [9] constate qu'il n'existe pas véritablement de définition précise d'une galaxie de Seyfert, tout en rapplelant les principales caractéristiques : galaxie dont le noyau présente une violente activité se manifestant par l'émission de raies larges, traduisant des vitesses Doppler de plusieurs milliers de km/s.

Dans les années qui suivent le nombre de galaxies de Seyfert répertoriées va augmenter notamment grâce à l'étude des catalogues de Zwicky (galaxies compactes), de Markarian (objets présentant un excés de luminité dans l'UV) à partir de 1967, Arékalian (galaxies possédant un forte brillance) en 1975. Environ 10% des galaxies de Markarian sont des Seyferts.

L'étude spectroscopique de ces nouveaux échantillons va conduire Weedman (1970) à établir deux sous-classes de galaxies de Seyfert en fonction de la largeur relative des raies d'émission.
Seyfert de type 1 : Sy1 : posséde de larges raies d'émission de l'hydrogène, mais aussi des raies plus étroites
Seyfert de type 2 : Sy2 : les raies de l'hydrogène et les raies interdites sont étroites

Les similarités entre les Seyfert (et plus particulièrement celles de Type 1) continuent à alimenter les travaux tendant à prouver la continuité avec les quasars. Une étape décisive dans ce sens sera franchie par Morgan et Dresiser (1983) qui établissent une progression depuis NGC4151 - une galaxie de Seyfert- , passant par IIZw1, puis IZw1 jusqu'au quasar 3C48 [X]

Dans une synthése datant de 1993, Oterbrock peut écrire : "Les noyaux actifs de galaxies semblent former une seule famille, depuis les galaxies de Seyfert vers les objets quasi-stellaire (QSOs) et des radio-galaxies aux radio-sources quasi-stellaire (quasars)". Cela ne veut pas dire qu'ils sont identique, précise t-il, maisqu'ils possédent une nature physique similaire.

[1] 3C273 : a starlike objet with large redshift, M. Smith, Nature Vol. 197, Issue 4872, p. 1040
[2] On the identification of radiosources, W. Baade et R. Minkowski, Astrophysical Journal, 1954
[4] Optical identification of 3C48, 3C196, 3C286 with stellar objects, Matthews et Sandage, ApJ, 1963
[5] A new distant cluster of galaxies, R. Minskowski, ApJ, 1960
[6] The existence of a new major new constituant of the universe : the quasi-stellar galaxies, Sandage, ApJ, 1965
[7] The nature of the Haro-Lyuten objects, Kinman, ApJ, 142, 1965
[8] Nuclear emission in spiral nebulae, Seyfert, ApJ, 97, 1943
[9] Proceedings of the conference on Seyfert galaxies and related objects, University of Arizona, AJ, 73, 1968
[10 ] Seyfert galaxies, Weedman, Ann. Rev. Astron. & Astroph., 15, 1997
[]Quasi-stellar sources, M. Schmidt, 1968
[] Morphology of optical forms of N galaxies, Morgan & Dreiser, ApJ, 269 : 438-439, 1983 June 15
[] Schmidt & Green, 1983 (?)