Egy égitest térbeli helyzetét hat adat írja le: megfelelően választott koordináta-rendszerben mért három koordinátaérték, továbbá a három koordinátairány menti mozgást jellemző adat. Az égi világban azonban már a pillanatnyi koordináták mérése sem egyszerű. És itt nem arról van szó, hogy a Föld tengely körüli forgása miatt minden csillag, galaxis és a naprendszerbeli kisebb-nagyobb égitestek látszó helye folyton változik az égen. A koordináta-rendszer alkalmas megválasztásával az éggömbön elfoglalt hely, azaz két koordinátaérték egyszerűen megadható, csak a mérési pontosság szüntelen növelésére van szükség, mivel a jelenleg működő óriástávcsövekkel észlelhető leghalványabb csillagok felületi sűrűsége elképesztően nagy is lehet az égen. A fő gond a „térbeliségre” jellemző harmadik koordinátával van, hiszen azt is meg kell mérni, hogy a csillag (galaxis, kozmikus köd, kisbolygó stb.) milyen távol van tőlünk az adott látóirány mentén. Amíg a távolság nem ismert, a szóban forgó objektum fizikai tulajdonságai (mérete, tömege, sugárzási teljesítménye) is bizonytalanok.

A távolságot a csillagászatban a geodéziában használt háromszögelés jól bevált módszerével határozzák meg. Egy szakasz („alapvonal”) két végén elhelyezett műszerrel megmérik, hogy a kiszemelt tereptárgy milyen irányban látszik, majd a szakasz hossza és a teodolittal mért két szög ismeretében egyszerű trigonometriai számolással adódik a tereptárgy távolsága a mérőeszköztől. Ugyanígy érzékeli az emberi szem is a távolságot. A szem esetében az alapszakasz végpontjai a két pupilla közepe. Azt a jelenséget, hogy felváltva bal és jobb szemmel nézve a közelebbi tárgyak elmozdulni látszanak a háttérben levőkhöz képest, parallaxisnak nevezik. Minél távolabbi objektumot vizsgálunk, annál kisebb a parallaktikus elmozdulás. Földi tárgyak esetében jól mérhető ez a szög. Az égitestek világában viszont a Földön megszokottnál sok-sok nagyságrenddel nagyobb távolságok jellemzőek, a parallaxisból eredő szögkülönbség pedig ugyanennyi nagyságrenddel csökken. A csillagászatban tehát extrém pontos mérésekre van szükség, még akkor is, ha az alapszakasz hossza ugyancsak nagyságrendekkel meghaladja a geodéziai méréseknél megszokott értéket. A csillagászok számára a Föld Nap körüli keringése ugyanis kb. 300 millió kilométer hosszú alapszakaszt biztosít (ennyi a földpálya átmérője). E szakasz két végpontjába fél év különbséggel kerül a Föld, ekkor lehet elvégezni a megfelelő szögmérést. (Persze máskor is lehet mérni, csak figyelembe kell venni a Föld pillanatnyi helyzetét.)

A kozmikus távolságmérés nehézségét fokozza az a tény, hogy földi távcsövekkel nem lehet abszolút szögeket mérni a szükséges pontossággal, csupán a távcső látómezejében látszó égitestek pozíciója közötti szögkülönbséget. Parallaktikus eredetű elmozdulása viszont a látómezőbe kerülő minden objektumnak van, a távolabbiaknak kisebb, a közelebbieknek nagyobb szögérték. De ez a „nagyobb” is egészen csekély számérték: a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri parallaxisa kisebb 1 ívmásodpercnél. Így érthető, hogy a csillagászati parallaxismérések csak az 1830-as években vezettek először sikerre. Az egészen kis szögkülönbségekből meghatározott távolság bizonytalansága ugyanis egészen nagy lehet a szögmérés hibája miatt.

A parallaxismérés módszerének fő előnye az, hogy geometriai (trigonometriai) alapon nyugszik, és teljesen független a vizsgált égitestek tulajdonságai­tól. Földi távcsővel végzett mérések esetén a pontosság legfeljebb 0,01 ívmásodperc, így a parallaxismérés csupán 200–300 fényév távolságig használható. Összehasonlításul: a Tejútrendszer átmérője kb. százezer fényév. Földfelszíni távcsövekkel végzett parallaxismérésből ezért csak néhány ezer csillag távolságát sikerült megállapítani, a kapott távolságértékeket pedig többnyire nagy hiba terheli.

Mivel a távolság ismerete a csillagászatban alapvető, a csillagászok kénytelenek voltak kidolgozni más távolságmeghatározási módszereket is. E módszerek közös vonása az, hogy a vizsgált objektumok valamilyen fizikai jellemzőjén, tehát bizonyos előfeltevésen alapulnak, így nem tisztán geometriai jellegűek, és bizonyos típusú égi objektumokra vagy azok csoportjaira alkalmazhatók. E módszerekkel viszont sikerült a távolságmeghatározás kiterjesztése az extragalaxisok világába is. A csillagászok eddig már száznál több módszert ötlöttek ki a kozmikus távolságok megállapítására, ezzel a Világegyetem feltérképezésére, ám azzal is tisztában kell lenni, hogy e módszerek jó része kevéssé megbízható eredményt szolgáltat a távolságra – csakúgy, mint a hagyományos parallaxismeghatározás.

Pontosan ez történt az Európai Űrügynökség (ESA) illetékes tudományos bizottságában, amikor az 1980-as évek elején felvették az ESA programjába a legelső asztrometriai célú mesterséges holdat, a Hipparcost, amelynek sikeres működése és eredményessége látványosan érzékeltette az űrasztrometriában rejlő lehetőségeket, egyben felkeltette az égi pozíciómérés pontosságának fokozása iránti igényt is. Ezek együttesen vezettek el az újabb asztrometriai űrszonda, az ugyancsak európai Gaia megvalósításához – a Hipparcos után negyed századdal.

Az abszolút parallaxis meghatározásának elősegítésére az éggömb két jelentősen eltérő irányában látszó csillagokat észlelték egyidejűleg a mindössze 29 cm tükörátmérőjű távcsővel. A két látóirány 58 fokos szöget zárt be egymással. Tekintettel arra, hogy minden égitest mozog a térben, meg kell oldani a térbeli mozgás okozta koordinátaváltozás elválasztását a parallaktikus eredetű látszó elmozdulás hatásától. A kétféle effektus szeparálásához legalább három éven át kell rendszeresen mérni egy-egy égitest égi pozícióját (2. ábra). A Föld Nap körüli keringése során kialakuló parallaktikus elmozdulás egyéves periódussal ismétlődve rátevődik a csillag egyedi mozgásának égi vetületére, az ún. sajátmozgásra. A Hipparcos ezért három évet kissé meghaladó időszakon át végezte 118 000 előre kiválasztott csillag pozíciójának mérését. Így egy-egy csillagról nagyjából száz időpontra vonatkozó mérési adat állt rendelkezésre a program befejeztével.

A pozíciómérés során nemcsak annak időpontját rögzítették, hanem a vizsgált égitest pillanatnyi fényességét is, így a Hipparcos-katalógus értékes fotometriai adatbázisként is szolgál. Kifejezetten fotometriai célú űrszondák azonban csak a 21. század első évtizedétől segítik a csillagászatot (lásd Pál András tanulmányát e lapszám 889. oldalán).

A parallaxisból kapott távolság alapján az egyes csillagok luminozitása (fényteljesítménye) is pontosan meghatározható, de csak a közeli csillagokra, mert néhány ezer fényéves távolság esetén a parallaxis bizonytalansága már azonos nagyságrendű magának a parallaxisnak a számértékével. A luminozitás ismerete viszont fontos a csillagok szerkezetének és fejlődésének megértése miatt is. A cél tehát az, hogy minél távolabbi csillagok parallaxisa is pontosan ismert legyen. A Hipparcos megmutatta, hogy az űrasztrometria jó úton jár, de a pontosság nagymértékű fokozása szükséges.

A Hipparcos eredményei közül néhányat itt is érdemes megemlíteni. A programcsillagok helyzete és mozgása alapján kimutatták, hogy a Tejútrendszer küllős spirálgalaxis. Ez azt jelenti, hogy galaxisunk centruma közelében nem egyenletesen oszlanak el a csillagok, a centrumot átszelő „küllő” két végpontjából indulnak ki a spirálkarok. A Tejútrendszer peremvidékén is talált újdonságot a Hipparcos. Kiderült, hogy galaxisunk fősíkja valójában nem sík, hanem egyik szélén lehajlik, az azzal ellentétes oldalon pedig felfelé konyul, mint egy kalap karimája. A csillagok ilyen furcsa eloszlása a Tejútrendszer tőszomszédságában található törpegalaxisok létével, illetve gravitációs hatásukkal magyarázható.

Az űrszonda fotometriai mérései alapján pedig nyilvánvalóvá vált, hogy a csillagok közül minden tizediknek időben változik a fényessége, és egy bizonyos hőmérsékletértéknél hidegebb felszínű csillagok mindegyike ilyen, ún. változócsillag.

Régóta ismert, hogy a csillagok között többségben vannak azok, amelyek nem magánosak, hanem két vagy több csillagból álló rendszer tagjai. A csillagok ez esetben a rendszer tömegközéppontja körül keringenek. A Hipparcos a programcsillagok 10%-át vizuális kettősnek észlelte, azaz komponenseire tudta bontani a kettős rendszert. A pozíciómérésekből ráadásul 235 kettőscsillag tagjainak keringési pályáját is meg tudták határozni.

A Gaia sok tekintetben túlszárnyalja elődjét, a Hipparcost:

A Gaia DR2 tartalmát részletező 2018-as folyóiratcikk azóta az egyik legtöbbször idézett tanulmány az egész csillagászatban. Szerzői között a Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet Gaia Adatfeldolgozó és -elemző Konzorciuma (DPAC) munkájában hosszabb-rövidebb ideje részt vevő kutatói is szerepelnek.

A következő adatkibocsátások során pedig egyre pontosabb és részletesebb adatok kerülnek nyilvánosságra, tovább fokozva a Gaia szerepét napjaink csillagászati forradalmában.