从X射线天文学问世至今不到二十年的光景，它已成为实测天文学的一门重要分支。能够把这个领域内发现的速度和过去半个世纪内射电天文学的巨大洪流相比拟。

第一探测时期，是从1962到1970年利用火箭飞行以及从1970到1978年利用不太完善的卫星仪器作巡天探测的时期。即使用这些不大灵敏的仪器，仍旧有很大一部分惊人丰硕的成果，这是由于发现非常亮的银河系内的和河外星系的X射线源，原先是没有揣测到存在这些源的。这些成果中最重要的也许是发现从质量交换的双星系统来的X射线辐射，这种系统内含有一个坍缩的恒星（白矮星、中子星和可能是黑洞），它给我们提供研究相对论天体物理独一无二的实验室其次是发现与星系团有密切关系的星系际的高温气体，这也是过去未被观测到的，包含着如同其他已知的天体一样很亮的宇宙物质。这些早期飞行仪器所揭示的天空中丰富的高能现象，仅很少一部分涉及到传统天文学的主体，因为前者只能对很亮的银河系的源和最靠近的和最强的河外星系源进行X射线观测。

1978年11月13日，爱因斯坦（高能天文台二号）天文台的发射，它把高分辨率的聚焦光学引入到X射线天文学上，从而使情况产生革命性的变化。这次发射对灵敏度和分辨率带来质的改进，因而，一下子就把X射线的观测扩张到我们银河系所有类型的星和现在已知的宇宙中最遥远的天体。虽然对这些资料的分析仍然是初步的，但它清楚地表明，X射线观测正再次揭示天体一个崭新的和未能预料到的姿容。

作为天文学强有力的工具，X射线观测之所以如此迅猛地显露出来，是因为在宇宙中高能现象的普遍性，和在它的动力学和演化中，它们起重要的、有时起支配的作用。由一次巨大的初始爆炸、产生出处在不变的混沌中的宇宙，宇宙的各部分又被数次冲力一次又一次地拉开，这种宇宙论的观点是通过所有波长的观测，从微波波段到波谱的γ射线区域——可以研究到的最高能量辐射，在近几十年来已得到发展的一种。现代天文学已采用一个所有波段的手段，去研究天体，去索取决定恒星的和星系的演化过程中关键的信息。

特别是，在恒星和星系的形成和坍缩的许多急剧的过程里，会产生高温气体或高能粒子。于是，既可通过几百万度温度气体的热辐射，或者可通过高能粒子与电磁场或光子的相互作用都可以产生大量的X射线辐射。这样产生的X射线，从远离我们的它们的发源地，确实能够穿行浩瀚的星际和星系际空间，虽然它们不能穿过地球大气。但是发展空间天文台，使之用上它可能成为得到新资料的渠道。

爱因斯坦天文台

X射线天文学的首次巡天观测和发现，主要是制作了机械的准直探测器。然而，对于研究银河系中低光度的天体、河外星系和进行重要的宇宙论研究而言，它们的观测早期的灵敏度是不能满足完成X射线天文学的这些全部潜力的。这种灵敏度的局限性基本是由于使用仪器本身的背景极限特征所限制；要增加灵敏度只能与探测器的面积和观测时间的乘积的平方根成正比地增加。这个领域内的更进一步的发展势必要建造原理完全不同的仪器。

天文学家很巧妙地考虑用聚焦光学来增加可见光和射电波区内的灵敏度。通过聚焦，把信号集中到一个较小的探测器元件上，观测者就可达到把背景大大地减少以及增加角分辨率的目的。然而，这个原理用到X射线天文学上是十分困难的，因为在一般条件下，透镜和物镜要吸收X射线而不会产生聚焦。早在三十年代就已发现，如果让X射线从一个很小的角度入射到一个表面（掠射）再进行反射的话，于是它就能达到很高的反射效率。这种效应是可能的：因为某些物质的X射线波段的反射指数略比它在真空的小。当入射角小于临界角（掠射角）时，因而能进行全反射。1952年Wolter用此原理做过X射线显微镜的光学设计，但因为要把小小的表面抛光到所需要的非常高的精度是不可能的。1960年初Giacconi和Rossi意识到聚焦光学给X射线天文学带来的巨大优点，以及制作适合于望远镜上大尺度物理上所要求的光学表面的可能性。

在以后的十年里，发展了所要求的制作技术和工艺，首先用到太阳上，并得到几千张高分辨率的日冕照片，这些照片都是由“天空实验室”的宇航员带回来的。由于整个X射线天文学的发展并把聚焦光学用来研究太阳，国家宇航局采纳了1970年为了研究太阳系外天体而发展X射线望远镜的建议。这项飞行在1978年11月13日发射了爱因斯坦天文台而终于实现了。

爱因斯坦天文台由一个0.6米口径的X射线望远镜，光具座和焦平面传输组件等元件所组成。掠射望远镜系统由四块套入的抛物面和四块套入的双曲面组成。它们都接近圆柱形，以增加有效面积。并且这几个镜子都是用熔石英作的，并抛光到非常高的精度，镀上一层薄的镍，提供所要求的聚焦X射线的反射指数。

天文台已满足了我们所要增加灵敏度和角分辨率的期望，唯一严重的问题是它有限的寿命，原额定为一年。所以，到1987或1988年左右只好再发射更改进的X射线的天体物理飞船。

恒星系统的X射线

了解恒星的形成和演化，在近五十年内已取得了很大的进展，特别是对恒星到达主序后，它们在很长一段时间内慢慢地进行核燃烧的研究。然而，很多重要问题的回答仍然是不完整的。这些问题包括恒星形成过程的，主序星中能量的转移过程的，大质量恒星的坍缩的和超密坍缩恒星的物质性质的详细情节。

现在天文学家利用他们所使用的一切观测工具，正在着手解决所有的这些问题。例如，红外天文学给予我们去研究许多恒星早期演化时的全貌的机会。可见波段内的和不久从哥白尼号卫星来的紫外线的分光研究，给它们整个的演化历程提供了基本的线索。

在X射线天文学问世的头十年里，它所显露出的主要本领是给出恒星晚期演化的情报。自由号卫星发现双星的X射线源，这是包括一个在吸积着正常伴星物质流的坍缩恒星的系统，它给出恒星演化到尾声的令人吃惊的新资料。它首次推断出，形成中子星（假设通过一颗超新星的爆发）并不一定要瓦解包括该颗星在内的双星系统，它提供一个出现在双星系统中囪疲积流的改变而变化力矩和力时，从而可能研究坍缩天体本身性质的天体物理实验室。此外能够研究中子星的内部结构和它们的角动量，中子星的壳和核的耦合和所测定的其他特征。

X射线的双星系统首先对中子星的质量给予独立地测量。对天鹅座X-1系统进行光学配合X射线的观测发现了有一个半径不到10公里，质量大于6个太阳质量的致密天体，这样的天体除了是黑洞外，是不能为广义相对论任何的一个解所预言的。天鹅座X-1乃是给我们提供具有恒星质量黑洞的最可能和最有说服力的证明。

荷兰天文卫星发现X射线爆，导致用SAS-3号卫星和高能天文台1号（HEA0-1）卫星和不久前日本的白鸟号X线卫星对这类天体的进一步研究。在上面所述的X射线源中一般特征，也就是它们绝对光度很高（每秒约10³⁷到10³⁸尔格）及非常快的时变，显示出它们具有一种极端的性质。有时，非常亮的辐射闪耀（10³⁸到10⁴⁰尔格/秒），然而在其他方面并不是突出的天体，有时在球状星团的中心，但也常常在星团的外面。在大质量的吸积黑洞模型和包含有一颗中子星在内的双星系统模型之间，虽然我们还能充分地肯定是哪一个，不过现在多数意见倾向于后一种解释；这些系统可能是如同前面所描述的同一类双星。

由于灵敏度有质的改进，通过爱因斯坦天文台的X射线观测，给研究恒星的前景已经带来了一个革命性的变化。现在对已知的所有类型的恒星都已探测到它们的X射线辐射，X射线的光度范围从10²⁶到10³⁴尔格/秒。对主序星而言，基于日冕的加热机制，即通过对流运动的噪声加热的机制，发现普遍地与观测相矛盾。从年轻的O、B、A光谱型星以及从晚型K和M星来的观测到的X射线流量要比该机制所断言的大一千到一百万倍。从我们邻近双星系统半人马座α星的高分辨的X射线照片看到，K型星的X射线辐射反而比G型星要强得多，这是与理论预料正相反的。以前主要是根据一颗恒星，即我们对太阳的资料进行的理论计算，并断言只有晚型的A、F、G型星才发射很大量的X射线流量，然而观测表明所有光谱型的恒星都发射很大的X射线流。这些结果将要构成新模型的理论基础。我们觉得任何新的模型都必须充分地考虑恒星的磁场和自转的作用。

爱因斯坦卫星的观测也打开了一条研究早期恒星和可能还嵌在其母体星云中的恒星的新途径。发现X射线的发射来自于星协中的年轻O和B型星，来自于猎户座变星和猎户座四边形中恒星，来自于船底座η型星以及其他特殊天体，这些都说明在恒星形成的场所中产生出高能光子，并能透过气体包层而到达我们，然而这些包层却阻碍我们用可见光去看它们中间的天体。如果星风提供产生流出过剩物质的方法，如果产生的气泡和磁场的湮灭可以供给磁能的和可能的角动量转移的方法，那么我们就能下结论，X射线的观测可以提供主序前期恒星的形成过程的重要线索。

爱因斯坦天文台对超新星爆发的遗迹也提供新的重要情报。它们之中有一些有爆发后的燃烧过的馀物，一颗脉冲星，很容易被探测出来。

值得十分注意的是，除了蟹状星云和船帆座星云外，还没有在任何一颗历史超新星的中心的中子星发现有脉冲或无脉冲的发射。我们留下疑问，是否超新星的爆发总是会产生脉冲星；如果是这样，是否有比中微子更有效的冷却机制使得探测不到脉冲呢。例如已提出π分子的冷却，来解释中子星可能冷却到不再能探测到X射线的发射。

某些历史上超新星的遗迹，例如SN1006、第谷超新星和仙后座A的形状与蟹状星云都很不相同，它们从X射线的发射显示出完整的壳层结构。例如从仙后座A的高分辨像的X射线照片，我们能鉴别出几个X射线的发射区：（ⅰ）一个发射壳层，处于光学纤维状区域的外面，推测该X射线的壳层是激波前沿与星际介质的相互作用结果；（ⅱ）与快速运动的结块有密切联系的区域，由于激波的加热，可以从这个区域蒸发出物质也可以由于这些结块在星际介质中穿行而溶解物质（认为结块物质是在超新星本身爆发时被抛射出来的）；（ⅲ）—个发射X射线的与稳定的一些纤维状的物质有密切关系的区域，它们可能是一颗星在爆发前所抛射的遗留物质，并被激波加热到X射线的温度；（ⅳ）—个与射电发射有联系的区域，认为这是由于高能电子在该地的：磁场中做螺旋运动，再由非热辐射产生的X射线。初步的分析可估计超新星里的总质量约10到30倍太阳质量。

星系的X射线发射

在过去50年的岁月中，可见光的和射电的观测已证认星系的许多特征，用它来做星系的分类，来研究它们的形成和演化。根据它们的光学形态把正常星系分为几个次型：椭圆状，旋涡状，或不规则星系。其光谱与非常宽的发射线为特征的类星体相似，虽然一般还未探测到类星体周围的暗星云，这也许是因为它们比大多数塞佛特星系远得多。另一类最近证认的并认为与类星体有关的星系是蝎虎座BL型天体。蝎虎座型天体以弱或没有发射线，迅速的光学变化，强的和变化的光学偏振和射电发射为其特征。在其他已被确定的星系类型中，还有窄发射线星系、射电星系和N型星系。

这样多种多样的特征，提出了星系的形成和演化以及不同形态类型的星系之间的关系等许多问题。

虽然目前仍然处在一个较早期的发展阶段上，现在我们对星系的X射线的发射性质的研究就能够朝着解决这些问题的道路上迈进。正如前面所述，我们银河系的X射线由几部分组成，有包括质量交换的双星系统、超新星的遗迹和正常恒星以及由热星际气体的弥漫发射。对邻近星系的观测同样能得这些现象的资料，但发现基本上是同一类型，距离已知的星系说来，还发现它的所有X射线源具有另外一些特征。

爱因斯坦卫星观测在大麦哲伦云（距离55，000秒差距或180，000光年）中个超新星的遗迹，这使我们能测定它们的X射线光度，温度和发射X射线的壳层大小。这些观测再配合射电和光学资料。把传播到星际介质中对称的爆震波的Sedov解，用来解出超新星的遗迹的年龄，超新星爆发的初始能量和周围星际介质的密度。哥伦比亚小组得到它年龄的范围从1，000到20，000年；初始能量从0.8×10⁵⁰到3.4×10⁵⁰尔格，与银河系中所求出的能量相似，该星系的星际介质的密度范围从5×10^-2到10厘米^-3。他们发现密度与所观测遗迹的直径有密切的关系；这个关系与在一个均匀介质里传播的简单爆震波是不一致的。低密度的星际介质点缀着较高密度的云，这个模型可能与观测到直径和密度之间关系相符合。

另一个正常星系的例子是我们银河系的双生兄弟M31或称仙女大星云。距我们700，000秒差距（ ~ 2百万光年）远，M31占据2°的天区，所以要把几块区域的X射线观测必须进行镶嵌细工的拼凑，方能得到该星系的整个图像。在爱因斯坦卫星的资料里，至少已分辨出80个单个的X射线源，它们的光度至少为9×10³⁶尔格/秒，可能大部分都是质量交换的双星，虽然至少已证认出一个超新星的遗迹。对我们说来探测单个正常恒星是太暗了，还没有分析延展的星际发射资料。在M31的旋臂结构上有许多亮的X射线源，是含有大量气体和尘埃的区域，又因正在形成许多年轻的大质量恒里，所以又很亮。这种条件有利于形成大质量的双星并最后演化成质量交换的X射线源。

除了用亮的双星来研究正常星系外，我们还能用观测一般恒星来研究星系中恒星的成分。例如，有些椭圆星系的模型里，引入低质量的和低光度的M型星来解释它们占这种星系的大部分质量。一个有10¹¹到10¹²个M型星的星系，仅从M型星我们就会预料产生10³⁸到10⁴⁰尔格/秒的X射线辐射。爱因斯坦天文台至少远到室女星系团为止（距离为2000万秒差距），都能探测到这类星系，也许提供探测光学上暗的晕的方法，从理论上推断这种晕包围着星系并组成星系的很大部分质量。

当我们谈到正常星系的X射线发射时，总把星系核和星系的其余发射区分开来。正常星系核的发射很可能与活动星系核和类星体的发射有密切关系。许多天体物理学家深信，活动星系核是大质量黑洞的所在之地，由于物质下落所释放的引力能，产生了这些天体的辐射。提供下落物质的方式之一，认为是潮汐力把很靠近黑洞游荡的恒星给破坏了。正常星系的核内也许有“沉睡”的或“化石”的黑洞，它们之所以宁静是因为暂时的或永久的缺乏下落物质。星系核的光度范围，从我们银河系的核心为10³⁵尔格/秒到M31的10³⁸尔格/秒，1型塞佛特星系10⁴²到10⁴⁵尔格/秒和类星体的10⁴³到10⁴⁷尔格/秒。窄发射线星系，2型塞佛特星系，射电星系，N型星系和蝎虎座型天体都在这个范围之内。于是X射线光度对建立这些各种类型的活动星系核之间的特殊关系也许是有用的。

星系核的活动是产生在非常小的区域的另外一个证明，也可从所观测源的强度作为时间的函数而得到。现在可看出，我们的X射线观测能够探测活动星系和类星体最里面的（或最小的）区域。爱因斯坦卫星观测塞佛特星系NGC6814在2天之内，又射线流量的大变化，详细分析看出在不大于2万秒的间隔内要产生很大的变化，该源的平均X射线光度为4×10⁴²尔格/秒，观测到的变化表示X射线大部分光度产生于尺寸不到1/4光天的小区域里。其他几个1型塞佛特星和类星体也观测到类似的变化。我们找到高光度和小X射线发射区，并结合在某一些蝎虎座BL型天体和“剧变”型类星体中显示出光学上的高光度和迅变的资料，可能是至今在活动星系核中存在大质量黑洞最有力的证明。

从星系团来的X射线发射

众所周知，恒星在空间是不均匀的或无规则的分布，往往与气体和尘埃聚集在一起形成星系。与此类似，星系的分布也是不均匀的，它们趋向成群或成团，在一个几百万光年的空间区域内拥有几十到几千个成员。除了它们的成员星系外，团内还有大量的热气体，这首先是自由号卫星观测到从星系团来的延展X射线辐射所确切推断出来的结论。爱因斯坦卫星对星系团的观测，对于我们进一步了解星系团的环境如何影响团内单个星系的演化，星系团作为整体又如何形成和演化向前推进一步。

我们研究星系团的环境内单个星系的演化的最好的例子是从室女座星系团得来的X射线观测结果。我们把X射线等强度的轮廓图叠加到它的可见光照片上（光学照片是基特峰天文台4米望远镜拍摄的）。两个最亮的椭圆星系是M86和M84，都是较亮的X射线源。现在我们了解M84的X射线发射，可能最好用M86的资料来讨论。

现在认为这些气体是从恒星的质量损失所产生，并被恒星本身内的超新星的爆发加热。如果M86的全部质量是10¹²个太阳质量，于是这些热的发射X射线的气体就不能完全被引力束缚到星系上面。

M86中的气体被更热的密度更低的团气体限制着并与撞击压相抗冲，当星系通过团内运动时，撞击压力图把气体从星系中剥离出来。又因M86可能在一个偏心的轨道上，它已消磨其大部分生涯待在远离室女团的中心并以较低的相对速度运动着。于是在50亿年的剥离 - 自由时间内，可以十分有效地产生我们现在正观测到的气体。然而当M86以较高的速度通过星系团的核心时，该星系中的大部分气体会减速，并被团内气体的撞击压将其剥离掉。另一方面，M84是一个室女团核心区内被牢牢地束缚的成员，在团致密中心区消耗其大部分生命。这样，星系中所产生的气体，除了它最里面区域外，全部都不断地从星系剥离出来，这就解释观测到：M84的X射线区域具有非常小的尺度。

值得注意，星系团内的气体对这些椭圆星系中所产生的气体施以两个相反的效应。一方面，星系团的气体形成稀薄的外介质，可能完全把气体限制着，从而阻止它从星系中跑掉。另一方面，当星系以高速穿过团内气体相当密集的区域时，星系中的气体将被从里面剥离出来。这些气体被剥离出来后很可能再被加热，从而变成星系团内的一部分热气体。为了比较，我们断言，从孤立的椭圆星系中所产生的气体，要通过一种星系风跑到外面去，而没有星系团内介质的限制压力，除非孤立星系外面有非常大质量的暗晕从引力把气体束缚着。如上所述，要探测可能是组成这些大质晕的低质量M型星，以及要探测团内被束缚着的热气体，X射线的观测是有潜在力的。

这种能探测热气体的本领，使X射线观测成为对团内介质的，因而也是对作为整体星系团的引力位势的最灵敏的探测器。

随着星系团的继续演化，星系内部产生的气体将如同我们在前面所讨论M86中那样的过程被剥离出来。这就可能要影响星系团内的星系形态分布，当星系团越向高阶段演化，团内气体丰富的旋涡星系也就越少。随着时间推移，气体和星系之间要相互作用，伴随着星系团的引力势的演化，将发展成一个光滑的中心聚集的分布。星系团的进一步演化可能导致一个光滑但有点松弛或气体和星系的不太聚集的分布，这种分布也会从X射线的形态上反映出来。

此外，从X射线光谱中探测到铁的发射线，表明铁元素的增长，从而已观测到星系内恒星产生的，然后释放到团内介质中去的气体。能够用统计方法处理这个演化图像，即观测许多远距离的星系团（或大红移的）的X射线发射并把它与较近团的资料作比较。平均而言，远距离的星系团比邻近的处于较早的发展阶段，因为我们现在观测的辐射，到达我们处已花了百万甚至10亿年的时间。用爱因斯坦卫星，我们已开始进行这样一个观测项目。我们早已探测到某些已知的最遥远到红移为0.8的星系团，它所对应的距离约5×10⁹秒差距。虽然我们现在没有充分的资料来最检验这个图像，然而就至今所观测到的资料而言，与这个演化图像是一致的。

因为星系团里发射X射线的气体质量一般至少同团内的可见星系的质量一样大，我们能够看到利用X射线观测的重要性：去探测出星系团的气体并测定它的质量分布和总质量。天文学中很迷惑人的问题之一是所谓星系团中丧失质量。从观测星系的速度发现，要把它们束缚在一起成为星系团，所需要的质量超过可见星系的总质量约10倍。一种可能的解释是丧失质量以气体的形式存在。虽然X射线的观测证实存在相当大量的气体，但是星系团的核心区中的气体要把整个团保持在一起，仍然是不够的。更大量的气体可能存在于团的核心的外面，虽然这样的气体对团束缚在一起的贡献仍然是有些争论的课题。另一种可能性是丧失质量也许存在于单个星系暗的大质量的晕中，这在上面已讨论过。对每种可能性都还需要X射线的资料，以提供对团内物质分布关键性的详细情报。

X射线背景的起源和宇宙论的研究

自从X射线天文学的非常早期，就把X射线观测应用到研究宇宙论的问题上。1962年火箭飞行发现太阳系外的X射线源，同时也发现2-8 Kev明显的各向同性的辐射背景。立即把这些结果与稳恒态宇宙论的热宇宙模型的预言作比较，但发现不相符合。在1 Kev能量以下的火箭试验发现在背景辐射上存在着有星系结构状的成分，然而较高能量的自由夸和其他卫星的结果，弄清楚的是：背景辐射是原始的河外星系。

这个结论一旦建立后，就表明很大部分的辐射来自红移为1的天体。即使在欧几里得宇宙中辐射源是均匀分布着的极端假设情况下，这一部分的辐射也大于20%。因此，研究宇宙中X射线的背景辐射可能提供早期宇宙的信息，特别是在光学观测所能看到的红移（Z≤3）到观测的似乎是微波背景起源（Z≥1000）的红移之间的早期宇宙的信息。在这个红移间隔范围内，从一个大而均匀的宇宙中密度的增加阶段，到恒星或星系体系的形成和演化的头一个阶段，我们也许有希望去研究这两个阶段之间的过渡。

然而，在爱因斯坦天文台出现之前，我们不可能用这个强劲的新工具做宇宙论的研究，因为我们不了解X射线背景辐射的起源，也因为我们没有直接观测大红移的即使是最强的河外星系的天体的X射线发射的灵敏度。爱因斯坦卫星的发射给灵敏度以巨大改进以及角分辨率的提高，同时给我们带来两条不同的但互为补充的线索去着手解决这个问题的机会。首先是直接调查X射线背景辐射是没有能分辨出的单个源的聚合呢，还是真正的弥散源。其次是要追溯到最大红移的现已被探测到的各类单个源的研究，并把它们的总和辐射对总的背景流的贡献作比较。

头一条途径是需要的，因为早先的卫星并没有充分的力量来解决该争端。观测到背景有一点起伏（ ~ 3%），其谱可能与两个假设中的一个相符合：要么背景是由单个源的叠加；要么只是一个弥散的发射过程。虽然不考虑演化效应的话，全部背景辐射就不能用任何已知类型的河外星系的发射天体来解释；一旦考虑到这种效应之后，如果不是全部的话，那也是大部分的背景辐射产生于几种类型的天体。

在已发展出的几个很可能是真实的理论之中，背景辐射是从星系际热等离子的热轫致辐射，这种观点显示最大的吸引力，并从HEAO-1号卫星的实验结果似乎得到了支持。Boldt等人证实并改进了原先关于背景辐射谱的工作，并指出在一个高的精确度上该谱显示遵从一个指数律，这正是从温度为45 Kev或5×10⁸K的热气体所发出的热韧致辐射所预料到的。对那些不是很簇集在一起的气体，它们的质量可能超过宇宙中各种其他成分的质量，这样一来，它们提供了把现在膨胀的，宇宙减慢下来，最后收缩所需要的质量中不可忽略的部分。尽管这个解释看起来富有吸引力和简明，然而有些问题仍然悬而未决；气体的起源和其加热的机制，此外，这样一个解释限制了来自分立的河外星系源的贡献，与预料的相反。

用爱因斯坦天文台所执行深度天空的巡天观测，在辐射源的数目——强度关系中，把强度延伸到比自由号卫星观测的更暗三个数量级，换言之直接延伸到了背景像，于是就提出这个问题。如果源的数目随其强度的减少，按3/2次幂指数增加的话，这就是一个在欧几里德宇宙中的均匀分布的结果，我们就会在天空中观测到几百万个源或每平方度观测几十个源。在这样密度下的源，观测的像基本上避免了源的相互混淆，即源是分立的。

我们选择没有已知的X射线源或特殊射电源或光学天体的天区。这是为了保证它们代表没有我们主观倾向的天空。在这样任选的某个天空内，把X射线像重合到同一区域中相应的光学照片上，我们发现三个X射线源的三个光学对应天体，并证认出两个是新发现的类星体，其红移值分别为0.5和1.96；另一是几百光年远的恒星。

这就是在深度天空巡天观测X射线源的典型例子。结果证明有一些（约占1/3）是恒星；其余的是河天体，其中有一些证认为类星体。源的计数的巡天观测指出，到我们现在的观测灵敏度极限为止，至少30%的河外背景辐射是分立源。如果能到更暗的源，也许所有的X射线背景辐射都能被分辨成单个的分立源，对这点还不太敢臆测。但很大部分源可能是红移大于1的类星体的这种观点与资料很一致，与从我们关于类星体的演化效应的知识所能够的预言也很一致。

对大红移类星体的X射线发射的补充研究，大大地加强了这个看法。在爱因斯坦卫星发射之前，仅探测到三颗离我们最近的类星体。爱因斯坦卫星上的X射线望远镜使得它有可能把探测类星体的X射线发射延伸到迄今已知的最远的类星体上，其红移值为3.6。我们的研究指示，这类天体的X射线与可见光度的平均比值，虽然不同的天体这个值变化的最大到250倍，但它不依赖于可见光光度或天体的红移，很好地保持为常数。于是已知的过去（或大红移）的类星体的数密度的增加能够用来解释所有的X射线背景辐射。事实上，根据所观测到在暗光学星等的类星体数目和根据X射线的和可见的光度之比为常数的这个假设、作个简单的外推就能很快地超过观测到的背景值。这就暗示，类星体在过去某个时候的X射线和可见光之比必定比它们现在的值变得弱一些，球者暗示类星体的数密度必定要最后减少，或者两者均有。这是从X射线资料直接得到宇宙论的向回演化的第一个重要结果。

这些事例将要证明通过爱因斯坦卫星的观测，作为研究宇宙论的一个强有力的工具，X射线天文学已被建立起来了。这些领域的进一步进展，如同天文学的许多领域一样，需要把灵敏的射电、光学和X射线一块配合起来研究。

[Science，1980年209卷4459号]