[[Rdeči premik]] kvazarjev je zelo velik, kar je posledica [[širjenje Vesolja|širjenja Vesolja]] med kvazarjem in [[Zemlja|Zemljo]]. Posledica rdečega premika je prek [[Hubblov zakon|Hubblovega zakona]] ta, da so kvazarji zelo oddaljeni. Da jih je moč opaziti na takšnhtakšnih razdaljah, izsevana energija kvazarjev prekaša izsevane energije drugih teles. Najsvetlejši kvazarji sevajo energijo, ki presega izsevano energijo povprečne galaksije, kar je enakovredno energiji [[bilijon]]u (10<sup>12</sup> [[Sonce|sonc]]. To sevanje se oddaja po spektru skoraj enakomerno, od [[rentgenski žarki|rentgenskega dela]] do [[infrardeče valovanje|infrardečega dela]] z vrhom v ultravijoličnem in optičnem delu. Nekateri kvazarji so tudi močni viri radijskih valov in [[žarek gama|žarkov γ]]. na prvih slikah so bili kvazarji kot posamezne [[točka|točke]], in jih je bilo nemogoče ločiti od zvezd, razen njihove nenavadne spektre. S pomočjo infrardečih daljnogledov in [[Hubblov vesoljski daljnogled|Hubblovim vesoljskim daljnogledom]], so v nekaterih primerih ugotovili »gostujoče galaksije«, ki obrožajo kvazarje. Te galaksije so po navadi preveč temne, da jih je moč razločiti od bleščanja kvazarjev. Razločijo jih lahko le s temi posebnimi tehnikami. Večino kvazarjev ne moremo videti z majhnimi [[daljnogled]]i, izjema je na primer [[3C 273]] v [[ozvezdje|ozvedju]] [[Devica (ozvezdje)|Device]], z [[navidezni sij|navideznim sijem]] 12,9<sup>m</sup>. Z [[razdalja|oddaljenostjo]] od Sonca 2,44 [[milijarda|milijardi]] [[svetlobno leto|svetlobnih let]] je eden najbolj oddaljenih teles, neposredno opazljiv z ljubiteljsko opremo.
Nekaterim kvazarjem se v optičnem delu močno spreminja [[izsev]] in še močneje v rentgenskem delu, kar pomeni, da so majhni (velikosti Osončja ali manj), saj se izsev ne more hitreje spreminjati od hitrosti, ki jo prepotuje svetloba z enega do drugega konca. Relativistični siji curkov usmerjenih neposredno v smeri Zemlje pojasnijo najbolj skrajne primere. Največji znani rdeči premik za kvazar je 6,43, kar odgovarja razdalji približno 28 milijard svetlobnih let, če se upošteva trenuta privzeta vrednost [[Hubblova konstanta|Hubblove konstante]] 71 ([[kilometer|km]]/[[sekunda|s]])/[[mega|M]][[parsek|pc]]. Zaradi majhnih razlik pri definicijah razdalj v [[kozmologija|kozmologiji]], je razpon razdalj lahko od 13,7 do 27,4 = 2 · 13,7 milijard svetlobnih let.
