Od roku 2012 se astronomická jednotka neměří — je vyhlašována. Astronomové přestali honit stále přesnější hodnotu průměrné vzdálenosti Země od Slunce a jednoduše ji stanovili na 149 597 870 700 metrů, a tečka. To je podivný konec hádanky, do níž se lidé pustili už před více než dvěma tisíciletími.
Astronomická jednotka je jedním ze základních měřítek astronomie, náhradou za vzdálenosti ve Sluneční soustavě, které by se jinak ztrácely v moři nul. Cesta ke správné hodnotě vedla pozorovatele přes antickou geometrii, vlámského astronoma přepočítávajícího staletí staré výpočty, vzácný planetární přechod sledovaný z opačných konců zeměkoule a nakonec kolemletící asteroid. Následující příběh sleduje, jak se číslo, dnes považované za pevnou konstantu, po většinu své historie řadilo mezi nejobtížněji určitelné věci na obloze.
Vzdálenost stanovená definicí, nikoli měřením
Dnes je astronomická jednotka definována jako délka rovná přesně 149 597 870 700 metrům — bez chybových odchylek, bez nejistoty. Před redefinicí v roce 2012 se chápala volněji: jako průměr nejbližšího a nejvzdálenějšího bodu Země od Slunce během roku, číslo, které se s každým zlepšením měřicí techniky mírně posouvalo.
Tato starší, fyzikálně podložená verze je také důvodem, proč se jednotka objevuje v diskusích o světle. Podle standardu Mezinárodní astronomické unie z roku 2009 potřebuje světelný paprsek 499,0047838061 sekundy — o něco více než 8 minut a 19 sekund — k překonání jedné astronomické jednotky. Pevné stanovení hodnoty jednotky v metrech dekretem, nikoli pozorováním, umožnilo konečně vyjádřit dobu letu na deset desetinných míst místo věčného honění pohyblivého cíle.
Antická geometrie, staletí oprav
Nejstarší známý pokus odhadnout vzdálenost mezi Zemí a Sluncem je překvapivě starý. Kolem roku 280 př. n. l. Aristarchos změřil úhel mezi Měsícem, Zemí a Sluncem přesně v okamžiku, kdy Měsíc ukazoval první čtvrť, a z tohoto úhlu odvodil, jak daleko musí být Slunce. Geometrie za touto metodou byla správná; přístroje té doby nikoli, a výsledná vzdálenost zůstala hluboko pod skutečností.
Trvalo dlouho, než se někdo touto chybou vážně zabýval. V roce 1635 vlámský astronom Godefroy Wendelin zopakoval Aristarchovo pozorování a zjistil, že Ptolemaiův údaj byl chybný nejméně jedenáctkrát. O několik desetiletí později zapadly na místo další dva díly skládačky: v roce 1669 Jean Picard poskytl důvěryhodné měření poloměru samotné Země a stanovil jej na 3 269 000 toise, a v roce 1676 astronom Ole Rømer ukázal, že samotné světlo potřebuje ke svému šíření měřitelný čas — objev natolik užitečný, že astronomové začali vzdálenost Slunce od Země popisovat pomocí doby letu světla, což se stalo zvykem.
Pojmenování měřítka a jeho zpřesnění
Pro koncept, o který se astronomové opírali již od starověku, přišlo pojmenování překvapivě pozdě: pojem „astronomická jednotka“ se poprvé použil až v roce 1848.
Hodnota za tímto názvem se zpřesňovala ještě hluboko do dvacátého století. Jeden obzvláště užitečný posun přišel od kolemletícího vesmírného kamene: astronomové využili nově objevenou planetku blízkou Zemi 433 Eros a její těsný průlet kolem Země v letech 1900–1901 ke zpřesnění paralaktických měření a výraznému upřesnění hodnoty astronomické jednotky.
Venuše přechází přes Slunce
Nezávisle na honbě za asteroidem se jedna opakující se nebeská událost stala oblíbeným nástrojem astronomů pro určení jednotky: přechod Venuše přes Slunce, kdy planeta při pohledu ze Země prochází přímo před Sluncem. Jakmile si astronomové v roce 1631 uvědomili existenci těchto přechodů, jejich vzácnost — a jejich potenciál pomoci při měření Sluneční soustavy — po celá staletí přitahovala expedice.
Prvním, kdo takový přechod skutečně zaznamenal, byl anglický astronom Jeremiah Horrocks, jenž Slunce pozoroval ze svého domova v Much Hoole 4. prosince 1639. O více než století později přinesl přechod z roku 1761 vlastní průlom: ruský vědec Michail Lomonosov, pozorující z Císařské akademie věd v Petrohradě, je postavou, jíž se dlouho připisuje objev, že Venuše má vůbec atmosféru.
Přechody Venuše přicházejí v nepravidelném rytmu spíše než podle úhledného rozvrhu, což je jeden z důvodů, proč kolem nich Smithsonův institut postavil výstavu: označila šestý pozorovaný přechod, který se odehrál v červnu 2004, jako nejnovější položku v honbě trvající po staletí.
Newcombova čísla
Americký astronom Simon Newcomb se k této otázce postavil ze dvou různých směrů a oba výsledky stojí za zmínku. Na základě starších dat o sluneční paralaxe odvodil hodnotu 8″,87 — údaj, který současníci považovali za mnohem spolehlivější než konkurenční výpočet Powalkého. Z jiného úhlu Newcomb také shromáždil pozorovací data z posledních čtyř přechodů Venuše a dospěl ke vzdálenosti Země od Slunce 149,59 plus mínus 0,31 milionu kilometrů, rozsah, který již zahrnoval hodnotu, kterou astronomové používají dnes.
Vlastní oběžná dráha Země měřená v au
Astronomická jednotka je nakonec popisem vlastní dráhy Země, a proto stojí za to podívat se na tuto oběžnou dráhu přímo. Dráha Země ji v průměru udržuje asi 149,60 milionu kilometrů od Slunce, což odpovídá zhruba 8,317 světelné minuty — dostatečně blízko definované astronomické jednotce, že oba údaje popisují v podstatě stejné měření.
Zdolání této dráhy vyžaduje rychlost, k níž se většina objektů na Zemi nikdy nepřiblíží: naše planeta se pohybuje průměrnou rychlostí 29,78 kilometru za sekundu, což stačí k překonání vlastního průměru za 7 minut a k pokrytí celé vzdálenosti k Měsíci za přibližně 4 hodiny.
Sousedé blízcí i vzdálení
Jakmile byla astronomická jednotka jednou stanovena, stala se přirozeným měřítkem pro popis všeho ostatního ve Sluneční soustavě, planety nevyjímaje.
Jupiter, největší planeta, se nachází 5,2 au od Slunce. Neptun, nejvzdálenější planeta, obíhá více než pětkrát dále, ve vzdálenosti 30 au — vzdálenost, kterou by jinak bylo nutné znovu a znovu vypisovat čísly velikosti vzdálenosti Země–Slunce, planetu za planetou.
To je tichý výsledek velmi dlouhého úsilí: jediné pevné číslo, k němuž se dospělo pomocí antických trojúhelníků, přechodů a zbloudilého asteroidu, které nyní astronomům umožňuje popsat celou Sluneční soustavu v jedné jednotné jednotce.