Velike udaljenosti u svemiru – one do zvijezda i galaktika – mjere se na neki od sljedeća dva načina: manje udaljenosti do nama bližih zvijezda, mogu se izmjeriti geometrijski, postupkom načelno vrlo sličnim triangulaciji koju primijenjujemo i pri izmjerama zemljišta, dok se one veće određuju usporedbom stvarnog i prividnog sjaja dalekih objekata, poput promijenjivih zvijezda ili osobite vrste supernova. Kako bi mjerenje udaljenosti do drugih galaktika moglo biti provedeno, najprije je potrebno što je moguće točnije geometrijski odrediti udaljenosti do što udaljenijih zvijezda. Ta se tzv. tehnika paralakse zasniva na jednostavnoj zamisli koja koristi činjenicu da platforma s koje vršimo promatranja – naš planet Zemlja – ne ostaje stalno na istom mjestu. Kružeći oko Sunca stazom širokom oko 300 milijuna kilometara, Zemlja tijekom godine mijenja svoj položaj u odnosu na zvijezde. Zbog te promjene položaja, mijenjaju se i prividni položaji zvijezda naspram puno udaljenijih objekata, kakvi su, primjerice, kvazari. Budući promjer orbite našeg planeta dobro poznajemo, kako bismo odredili udaljenost neke zvijezde dovoljno nam je tek izmjeriti njen prividni kutni pomak – paralaksu. Time je oblikovan pravokutni trokut kojemu poznajemo još jedan kut i jednu od kateta. Elementarna trigonometrija će nam na koncu dati i duljinu druge katete, tj. udaljenost koja dijeli Zemlju od daleke zvijezde!

Metoda je jednostavna, no nevolja je s njom u tome što su ti prividni pomaci zvijezda izuzetno mali. Promjer Zemljine staze je skoro zanemariv u odnosu na međuzvjezdane udaljenosti i paralakse čak i nama najbližih zvijezda mjere se djelićima lučne sekunde. (Lučna sekunda je 3600-ti dio jednog stupnja!) Zbog toga zvijezde promatrane golim okom izgledaju nepomične, pa ih ponekad zovemo i stajačicama. Usto uvijek postoji i neko stvarno gibanje zvijezde u odnosu na Sunce, često puno veće od paralakse. Naravno, taj kutni pomak treba pomno ukloniti iz proračuna. Unatoč tim poteškoćama, astronomi još od sredine 19. st. uspješno mjere paralakse zvijezda, sve točnije i na sve većim udaljenostima. Koristeći napredne instrumente i tehnike obrade podatka, do prije nekoliko tjedana je bilo moguće na taj uistinu pouzdani način izmjeriti udaljenosti zvijezda od kojih nas dijeli najviše nekoliko stotina svjetlosnih godina. Samo promjer naše galaktike, pak, iznosi barem 100 tisuća svjetlosnih godina, dok se međugalaktičke udaljenosti mjere milijunima, pa i milijardama svjetlosnih godina. Bilo je, stoga, vrlo poželjno metodom paralakse odrediti razmak do puno udaljenijih zvijezda, osobito do onih koje pripadaju posebnoj vrsti promijenjivih zvijezda zvanoj cefeide. Kako se pokazalo proučavanjem cefeida kojima se udaljenost da odrediti paralaksom, njihov stvarni sjaj ovisan je o periodu promjene njihova sjaja. Izmjerimo li, dakle, taj period, doznali smo i koliko je zvijezda uistinu sjajna, a iz toga podatka i prividnog sjaja cefeide, lako doznajemo i koliki je put njena svjetlost morala prevaliti da bi stigla do nas. Budući su cefeide vrlo sjajne zvijezde, njih i njihove pulsacije se može vidjeti čak i kada se one nalaze u drugim galaktikama, na udaljenostima većima i od 100 milijuna svjetlosnih godina!

Precizno mjerenje položaja zvijezda i njihova gibanja naziva se astrometrijom i obično se provodi specijaliziranim instrumentima koji su prilagođeni toj svrsi. Kako je zvijezda jako puno, razmjerno mali astrometrijski teleskopi moraju biti u stanju u kratkom vremenu istovremeno vršiti mjerenja položaja velikog broja zvijezda, učestalo ponavljajući postupak. Promatračko vrijeme onih uistinu najboljih (i najvećih) istraživačkih teleskopa, isuviše je dragocjeno da se njima vrše opsežna astrometrijska pretraživanja, ali i takve se uređaje ponekad zna iskoristiti za točnu izmjeru udaljenosti u svemiru putem paralakse. NASA-in Svemirski teleskop Hubble je već bio korišten na taj način, ali to što je na polju astrometrije nedavno postignuto njime, graniči s čudom! Tehnika koju su osmislili Adam Riess i Stefano Casertano, znanstvenici iz Instituta za Svemirski teleskop (STScI) u Baltimoreu, omogućila je povećanje Hubbleove preciznosti do te mjere da je najveća točno izmjerena udaljenost neke zvijezde sada povećana deseterostruko!

Nova se metoda ne oslanja toliko na samo fotografiranje, koliko na naknadnu obradu slika. Dobivena preciznost je zapanjujuća! Hubble tim pristupom može izmjeriti i kutove ne veće od pet milijarditih dijelova stupnja! Umjesto da veliki broj kratko eksponiranih fotografija promatrane zvijezde udružuje radi dobivanja sićušnog kutnog pomaka, Riess je dopustio da zvijezda na dugo eksponiranim slikama, snimanima tri puta u razmacima od po šest mjeseci, ostavi pravocrtni trag. Tehnika analize tih slika, koju su zajedno razvila dvojica znanstvenika, polučila je paralaksu zvijezde iz zamalo neprimjetnih odmaka tih tragova. Takvu biste razlučivost morali posjedovati ako biste željeli sa Zemlje pročitati neku hipotetsku registarsku pločicu na Mjesecu! Tanani međusobni odmaci tragova što ih je na slikama ostavljala zvijezda, izmjerene su točnošću od samo jedne tisućinke piskela. Prva daleka cefeida kojoj je na ovaj način izmjerena udaljenost, nalazi se u zviježđu Kočijaša, a od nje nas dijeli čak 7500 svjetlosnih godina. S te udaljenosti se polumjer Zemljine staze oko Sunca (150 milijuna kilometara) vidi po kutom od oko pola tisućinke lučne sekunde!

Adam Riess je 2011. g. podijelio Nobelovu nagradu za fiziku, i to za otkriće ubrzavanja širenja svemira. Uzrokom toga ubrzavanja, proglašena je tajnovita „tamna energija“ koja ispunja sav svemir, no čija je priroda posve nepoznata. Kako bi se više doznalo o svojstvima tamne energije, potrebno je utočniti izmjere udaljenosti do najudaljenijih galaktika, a to neće biti moguće bez uklanjanja pogreški u mjerenju udaljenosti objekata unutar Mliječnog Puta. To se prije svega odnosi na zvijezde cefeide, te dragocjene međugalaktičke miljokaze. To je i bio glavni Riessov motiv kada je pristupao razvoju ove nove tehnike mjerenja paralakse!

NASA, ESA i A. Feild (STScI)

A. Riess (JHU/STScI), S. Casertano (STScI/JHU), J. Anderson i J. MacKenty (STScI), A. Filippenko (University of California, Berkeley)