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  在發現這種不尋常的天體後不久,就注意到這種天體的來源被一種黯淡的雲氣包圍著。在1970年代的後期,使用現代的探測器(例如CCD)使觀測者能夠更精確地探測其性質的特性。在1974年,M.Disney首次成功的使用多種濾鏡拍攝了蠍虎座BL型天體PKS 0548-322的影像,發現它是由一個有著明亮核心的巨型橢圓星系構成的。  2000年,使用哈伯太空望遠鏡對132個蠍虎座BL型天體進行廣泛的調查,其中包括7個篩選有著完整的電波、X射線和光學樣本,研究蠍虎座BL型天體的宿主星系可能的型態。這些資料得出的結論,在拍攝的所有BLL影像中,有2/3檢測到宿主星系,而幾乎所有的星系都有著Z=0.5的紅移。由於蠍虎座BL型天體都足夠明亮,曝光的時間相對較短,只有約1/4(22箇中的6個)被解析出Z>0.5 A de Vaucouleurs profile formula_1。在72個解析出的宿主星系中,有58個的亮度超過整體的～+99%,看起來是整體亮度曲線輪廓的首選設定檔。調查結果得出結論:蠍虎座BL型天體中有盤面的數量不超過8%,因此符合所有蠍虎座BL型天體的宿主星系是橢圓星系的假設。這些橢圓星系經過K校正的中值星等 formula_2 mag(均方根離散),都非常明亮;與最亮的星系團星系相當。

  在1968年,當約翰·施密特(John L. Schmitt)將蠍虎座BL與電波天體VRO 42.22.01進行匹配時,首次注意到蠍虎座BL型天體的特殊性質。  在一年不到的時間內,其他人觀察到電波通量的變化,並且光是極化的。斯特利特(Strittmatter)在1972年增加了4個天體,並將其歸類。到1976年,已經知道30個這一類的天體。  在2017年,冰立方專案檢測到一個顯然是來自蠍虎座BL型天體TXS 0506+056,能量非常高的微中子。
蠍虎座BL型天體是一種活躍星系核(AGN)或具有這種核心的星系,並以最早發現的蠍虎座BL為原型來命名。與其它型別的活躍星系核比較,此型具有快速和大振幅通量變化和顯著的光學極化。由於這種特性,此類的原型,蠍虎座BL最初被認為是變星。與更明亮的活躍星系核(類星體)比較,蠍虎座BL型天體在整個電磁波範圍內具有相對無特徵的非熱發射連續體的光譜。這種缺乏光譜線的特徵,在歷史上阻礙了對其性質的識別,並明確地造成測量距離的障礙 。