Alates 2012. aastast astronoomilist ühikut enam ei mõõdeta — see kuulutatakse välja. Astronoomid lõpetasid üha täpsema väärtuse taga ajamise Maa ja Päikese keskmise kauguse jaoks ning fikseerisid selle lihtsalt 149 597 870 700 meetri peale, punkt. See on kummaline lõpp mõistatusele, millega hakati tegelema juba enam kui kaks aastatuhandet tagasi.
Astronoomiline ühik on üks astronoomia põhilisi mõõtühikuid, asendades Päikesesüsteemi kaugusi, mis muidu uppuksid nullide merre. Õige väärtuse leidmiseks pidid vaatlejad läbima antiikaja geomeetria, Flaami astronoomi, kes tegi sajanditetaguseid arvutusi uuesti, haruldase planeetide ülemineku, mida jälgiti maakera vastaskülgedest, ning lõpuks mööduva asteroidi. Allolev lugu jälgib, kuidas arv, mida nüüd käsitletakse fikseeritud konstandina, oli suurema osa oma ajaloost üks raskemini määratavaid asju taevas.
Kaugus, mis on kehtestatud definitsiooniga, mitte mõõtmisega
Tänapäeval on astronoomiline ühik defineeritud pikkusena, mis võrdub täpselt 149 597 870 700 meetriga — ilma veapiirideta, ilma määramatuseta. Enne 2012. aasta ümberdefineerimist mõisteti seda vabamalt: Maa lähima ja kaugeima punkti keskmisena Päikesest aasta jooksul, arvuna, mis nihkus veidi iga kord, kui mõõtmistehnika paranes.
See vanem, füüsiliselt põhjendatud versioon on ka põhjus, miks see ühik ilmub valgust puudutavates aruteludes. IAU 2009. aasta standardi kohaselt kulub valguskiirel 499,0047838061 sekundit — veidi üle 8 minuti ja 19 sekundi — ühe astronoomilise ühiku läbimiseks. Kui ühiku meetriväärtus fikseeriti dekreediga, mitte vaatluse teel, sai reisiaega lõpuks väljendada kümne kümnendkohaga, selle asemel et igavesti liikuvat sihtmärki taga ajada.
Antiikaja geomeetria, sajandeid kestnud parandused
Varaseim teadaolev katse Maa ja Päikese vahelist vahet hinnata on üllatavalt vana. Umbes 280. aastal e.m.a mõõtis Aristarchos nurka Kuu, Maa ja Päikese vahel täpselt sel hetkel, mil Kuu näitas esimest veerandit, ning kasutas seejärel seda nurka arvutamaks, kui kaugel Päike peab olema. Meetodi taga olev geomeetria oli korrektne; tolleaegsed instrumendid mitte, ning saadud kaugus jäi tegelikkusest kaugele maha.
Kulus kaua aega, enne kui keegi seda viga tõsiselt kahtluse alla seadis. 1635. aastal kordas Flaami astronoom Godefroy Wendelin Aristarchose vaatlust ja leidis, et Ptolemaiose arv oli vale vähemalt üheteistkordse teguri võrra. Mõni aastakümme hiljem lisandus veel kaks tükki: 1669. aastal esitas Jean Picard usaldusväärse mõõtmise Maa enda raadiusest, määrates selleks 3 269 000 toiset, ja 1676. aastal näitas astronoom Ole Rømer, et valgusel endal kulub liikumiseks mõõdetav aeg — avastus, mis osutus nii kasulikuks, et astronoomid hakkasid Päikese ja Maa vahelist vahet kirjeldama valguse liikumisaja kaudu, harjumus, mis jäi püsima.
Mõõdupuu nimetamine ja seejärel selle täpsustamine
Mõiste jaoks, millele astronoomid olid toetunud juba antiikajast peale, tuli nimi üllatavalt hilja: terminit „astronoomiline ühik“ kasutati esimest korda alles 1848. aastal.
Selle nime taga olev väärtus muutus täpsemaks veel sügavale kahekümnendasse sajandisse. Eriti kasulik tõuge tuli mööduvalt kosmosekaljult: astronoomid kasutasid äsja avastatud Maa-lähedast asteroidi 433 Eros ja selle lähedast möödalendu Maast aastatel 1900–1901, et täpsustada parallaksimõõtmisi ja astronoomilise ühiku väärtust märkimisväärselt viimistleda.
Veenus liigub üle Päikese
Asteroidijahist eraldi sai üks korduv taevanähtus astronoomide lemmikvahendiks ühiku täpsustamisel: Veenuse üleminek, mil planeet liigub Maalt vaadatuna otse Päikese ette. Niipea kui astronoomid said neist üleminekutest 1631. aastal teadlikuks, meelitas nende haruldus — ja potentsiaal aidata mõõta Päikesesüsteemi — sajandite jooksul kohale ekspeditsioone.
Esimene, kes ühe neist tegelikult üles märkis, oli inglise astronoom Jeremiah Horrocks, kes vaatles Päikest oma kodust Much Hoole'is 4. detsembril 1639. Enam kui sajand hiljem tõi 1761. aasta üleminek oma läbimurde: vene teadlane Mihhail Lomonossov, kes vaatles Peterburi Keiserlikust Teaduste Akadeemiast, on kuju, kellele omistatakse pikka aega avastust, et Veenusel on üldse atmosfäär.
Veenuse üleminekud saabuvad ebaregulaarses rütmis, mitte korrapärase graafiku alusel, mis on osaliselt põhjus, miks Smithsoniani näitus ehitas oma loo nende ümber: see tähistas kuuendat vaadeldud üleminekut, mis toimus 2004. aasta juunis, kui viimast kirjet sajandeid kestnud jahis.
Newcombi arvud
Ameerika astronoom Simon Newcomb ründas seda küsimust kahest erinevast suunast ja mõlemad tulemused väärivad teadmist. Vanemaid Päikese parallaksi andmeid läbi töötades tuletas ta väärtuse 8″,87 — arvu, mida kaasaegsed pidasid palju usaldusväärsemaks kui Powalky konkureeriv arvutus. Teisest vaatenurgast lähtudes koondas Newcomb ka viimase nelja Veenuse ülemineku vaatlusandmed ning jõudis Maa ja Päikese vaheliseks kauguseks 149,59 pluss-miinus 0,31 miljonit kilomeetrit, vahemik, mis hõlmas juba tänapäeval astronoomide kasutatavat väärtust.
Maa enda orbiit, mõõdetud astronoomilistes ühikutes
Astronoomiline ühik kirjeldab lõppkokkuvõttes Maa enda teekonda, seega tasub seda orbiiti otse vaadata. Maa teekond hoiab teda keskmiselt umbes 149,60 miljoni kilomeetri kaugusel Päikesest, mis vastab ligikaudu 8,317 valgusminutile — piisavalt lähedal defineeritud astronoomilisele ühikule, et mõlemad arvud kirjeldavad sisuliselt sama mõõtmist.
Selle orbiidi läbimine nõuab kiirust, milleni enamik Maa peal olevaid objekte kunagi ei jõua: meie planeet liigub keskmise kiirusega 29,78 kilomeetrit sekundis, piisavalt kiiresti, et läbida oma diameeter 7 minutiga ja katta kogu vahemaa Kuuni umbes 4 tunniga.
Naabrid lähedal ja kaugel
Kui astronoomiline ühik oli kord paika pandud, sai sellest loomulik mõõdupuu, millega kirjeldada kõike muud Päikesesüsteemis, sealhulgas planeete.
Jupiter, suurim planeet, asub Päikesest 5,2 AU kaugusel. Neptuun, kõige kaugem planeet, tiirleb rohkem kui viis korda kaugemal, 30 AU kaugusel — vahemaa, mis muidu nõuaks Maa-Päikese-suuruste arvude kirjutamist ikka ja jälle, planeet planeedi järel.
See on väga pika pingutuse vaikne tasu: üksainus fikseeritud arv, mis saadi antiikaegsete kolmnurkade, üleminekute ja eksinud asteroidi kaudu, ning mis lubab astronoomidel nüüd kirjeldada tervet Päikesesüsteemi ühes ühtses ühikus.