Kai pastaruoju metu viena po kitos pasipila naujienos, jog „Einšteino teoriją“ paneigė neutrinai, vėliau – kad ją patvirtino galaktikų spiečiai, dar anksčiau buvo visokių žinių apie tamsiosios materijos galimą neegzistavimą, tai nori nenori ima kilti klausimai – o gal visas mūsų turimas supratimas apie Visatą yra paremtas neteisingomis prielaidomis ir pasmerktas žlugti taip pat, kaip ir daugelis kitų teorijų? Aš asmeniškai tikrai taip nemanau, nepanikuoja ir dauguma mokslininkų. Bet visada gerai yra galėti patikrinti turimas žinias naujais būdais. Ir štai vieną tokį būdą dideliems atstumams matuoti neseniai pasiūlė grupė mokslininkų iš Kopenhagos (Danijoje) ir Kvinslendo (Australijoje) universitetų.
 
Prieš pradėdamas pasakoti apie šį metodą, priminsiu, jog jau esu rašęs apie tai, kaip matuojami atstumai kosmose, o kadaise gana seniai – ir apie tai, kaip Ia tipo supernovos gali būti naudojamos kosmologiniams atstumams apskaičiuoti. Jų šviesis yra visada labai panašus, o jei dar įvertiname jo kitimo spartą, tai galima labai tiksliai nustatyti atstumą iki sprogimo vietos, palyginus tikrąjį ir regimąjį šviesius. Išmatavus supernovos šviesos spektrą nustatome jos raudonąjį poslinkį ir taip galime kitu būdu nustatyti atstumą iki objekto. Bet iš raudonojo poslinkio gaunamas atstumas dar priklauso nuo Visatos plėtimosi parametrų – Hablo konstantos ir jos kitimą laikui bėgant aprašančio dydžio, vadinamo lėtėjimo parametru (deceleration parameter). Žinodami Hablo konstantą, Visatos lėtėjimo parametro vertę galima parinkti tokią, kad abiem būdais gauti atstumai sutaptų; taip sužinome šį bei tą apie Visatos evoliuciją. Būtent šitaip prieš kiek daugiau nei dešimtmetį buvo aptiktas greitėjantis Visatos plėtimasis. Hablo konstantos vertė nustatyta tyrinėjant artimesnes galaktikas, kuriose matomos kintamos žvaigždės Cefeidės leidžia labai tiksliai išmatuoti atstumus iki jų ir taip sukalibruoti Ia tipo supernovų „liniuotę“.
 
Artimose galaktikose atstumus matuoti galime remdamiesi ne tik Cefeidėmis – yra ir kitokių kintamųjų žvaigždžių bei įvairių kitų reiškinių, kurie padeda. Tačiau tolybėse esančių galaktikų nuotolius kol kas galėjome nustatinėti tik pagal spektroskopinį raudonąjį poslinkį ir Ia tipo supernovas, o pirmasis iš šių būdų remiasi jau turimu kosmologiniu modeliu. Dar vienas būdas, kuris leistų patikrinti supernovų kalibracijos ir rezultatų tikslumą, yra labai reikalingas. Naujasis būdas būtent šią spragą ir turėtų užpildyti.

Kosminių atstumų "kopėčios", susidedančios iš įvairių "standartinių žvakių" ir "liniuočių". Naujasis būdas yra kažkur prie Ia tipo supernovų, tik tęsiasi dar toliau į dešinę.
 
Metodas remiasi keliomis aktyvių galaktikų savybėmis. Aktyvios galaktikos pasižymi dideliu šviesiu, sklindančiu iš centre esančios supermasyvios juodosios skylės apylinkių. Šviesa jonizuoja aplink esančius dujų debesis, kurie dar ir gana greitai sukasi aplink centrą. Taip atsiranda vadinamasis „plačiųjų linijų regionas“. Tyrinėdami artimiausias aktyvias galaktikas mokslininkai jau senokai nustatė, kad to regiono skersmuo stipriai koreliuoja su galaktikos branduolio šviesiu (tai neturėtų stebinti – ryškiau šviečiantis branduolys dujas jonizuoja didesniu atstumu). Paties regiono atskirai įžvelgti teleskopu nepavyksta – jo skersmuo tėra kelios dešimtosios parseko dalys – tačiau yra būdas nustatyti jo dydį.
 
Čia pasinaudojama tuo, kad jonizuotos dujos pačios beveik nešviečia, o tik „atspindi“ (kabutėse rašau todėl, kad iš tikro procesas smarkiai skiriasi nuo to, kurį suprantame kaip atspindėjimą kasdieniame gyvenime) juodosios skylės šviesą. Taigi jei juodosios skylės švytėjime įvyksta pokyčių – o jų ten vyksta gana dažnai – tai tie patys pokyčiai matomi ir plačiųjų linijų regiono šviesoje. Bet pastarosios šviesos pokyčiai atsilieka nuo tiesioginio spinduliavimo pokyčių, nes iš juodosios skylės apylinkių ištrūkusi šviesa pirma turi pasiekti dujų telkinius. Žinodami laiko tarpą tarp pokyčių pirminiame šaltinyje ir atspindyje, galime nustatyti ir plačiųjų linijų regiono dydį. Toks metodas angliškai vadinamas reverberation mapping, o lietuviškai būtų turbūt paprasčiausiai ‚reverberacinis stebėjimas‘.
 
Žinodami plačiųjų linijų regiono dydį, galime apskaičiuoti ir aktyvios galaktikos branduolio šviesį. Palyginę jį su regimuoju šviesiu, galime nustatyti ir atstumą iki galaktikos. Na o tada belieka išmatuoti galaktikos spektrą ir rasti raudonąjį poslinkį, ir galima taip pat, kaip su supernovomis, nustatyti tinkamiausią Visatos lėtėjimo parametro vertę.
 
Aktyvios galaktikos turi du privalumus, lyginant su supernovomis. Pirmasis – jos matomos didesniu atstumu (iki raudonojo poslinkio z=4), nei supernovos (z=1). Antrasis – jos greitai nepranyksta, todėl galima stebėti ilgai ir nuodugniai, gaunant žymiai tikslesnius rezultatus ir sumažinant instrumentų paklaidas.
 
Kol kas naujasis būdas buvo pritaikytas tik nedidelės grupės – maždaug keturių dešimčių – galaktikų atstumams nustatyti. Šitie atstumai gerai sutampa su anksčiau nustatytais raudonojo poslinkio sąryšiais su nuotoliu. Ištyrus didesnį duomenų kiekį, galima bus pradėti lyginti rezultatus su gaunamais iš Ia tipo supernovų stebėjimų. Taigi dabar belieka laukti ir sekti naujienas – galbūt naujo tipo „standartinė žvakė“ (taip vadinami standartizuoti kosmologinių atstumų matavimo metodai, paremti objektų šviesumu) atskleis dar daugiau Visatos paslapčių.