Od 2012 roku jednostki astronomicznej się nie mierzy — ją się ogłasza. Astronomowie przestali gonić za coraz dokładniejszą wartością średniej odległości Ziemia-Słońce i po prostu ustalili ją na 149 597 870 700 metrów, kropka. To dziwny finał zagadki, którą ludzie zaczęli drążyć ponad dwa tysiąclecia temu.
Jednostka astronomiczna to jedna z podstawowych miar astronomii, zastępująca odległości w Układzie Słonecznym, które inaczej utonęłyby w morzu zer. Ustalenie jej właściwej wartości prowadziło obserwatorów przez starożytną geometrię, flamandzkiego astronoma powtarzającego liczące sobie stulecia obliczenia, rzadkie przejście planety obserwowane z przeciwległych krańców globu, a ostatecznie przez przelatującą asteroidę. Poniższa historia pokazuje, jak liczba dziś traktowana jako stała była przez większość swojej historii jedną z najtrudniejszych do ustalenia rzeczy na niebie.
Odległość ustalona przez definicję, nie przez pomiar
Dziś jednostka astronomiczna jest zdefiniowana jako długość równa dokładnie 149 597 870 700 metrów — bez marginesu błędu, bez niepewności. Przed redefinicją z 2012 roku rozumiano ją luźniej: jako średnią z najbliższego i najdalszego punktu orbity Ziemi wokół Słońca w ciągu roku, wartość, która nieco się zmieniała za każdym razem, gdy poprawiała się technika pomiaru.
Ta starsza, oparta na fizyce wersja jest też powodem, dla którego jednostka pojawia się w dyskusji o świetle. Według standardu IAU z 2009 roku wiązka światła potrzebuje 499,0047838061 sekundy — nieco ponad 8 minut i 19 sekund — by przebyć jedną jednostkę astronomiczną. Ustalenie wartości jednostki w metrach dekretem, a nie przez obserwację, oznaczało, że czas przelotu można było wreszcie podać z dokładnością do dziesięciu miejsc po przecinku, zamiast wiecznie gonić za ruchomym celem.
Starożytna geometria, wieki poprawek
Najwcześniejsza znana próba oszacowania odległości Ziemia-Słońce jest zdumiewająco stara. Około 280 roku p.n.e. Arystarch zmierzył kąt między Księżycem, Ziemią a Słońcem dokładnie w momencie, gdy Księżyc znajdował się w pierwszej kwadrze, a następnie użył tego kąta, by obliczyć, jak daleko musi znajdować się Słońce. Geometria stojąca za tą metodą była poprawna; instrumenty tamtej epoki — już nie, a wynikowa odległość okazała się dużo mniejsza niż rzeczywista.
Minęło sporo czasu, zanim ktoś poważnie zakwestionował ten błąd. W 1635 roku flamandzki astronom Godefroy Wendelin powtórzył obserwację Arystarcha i stwierdził, że wartość Ptolemeusza była zaniżona co najmniej jedenastokrotnie. Kilka dekad później na miejsce trafiły dwa kolejne elementy: w 1669 roku Jean Picard dokonał wiarygodnego pomiaru promienia Ziemi, ustalając go na 3 269 000 toaz, a w 1676 roku astronom Ole Rømer wykazał, że światło potrzebuje mierzalnego czasu na przebycie drogi — odkrycie na tyle przydatne, że astronomowie zaczęli opisywać odległość Słońce-Ziemia w kategoriach czasu przelotu światła, co stało się przyzwyczajeniem, które przetrwało.
Najpierw nazwa, potem doprecyzowanie
Dla pojęcia, na którym astronomowie opierali się od starożytności, nazwa pojawiła się zaskakująco późno: termin „jednostka astronomiczna" użyto po raz pierwszy dopiero w 1848 roku.
Wartość kryjąca się za tą nazwą była udoskonalana jeszcze długo, aż do dwudziestego wieku. Szczególnie przydatny impuls dały odwiedziny kosmicznej skały: astronomowie wykorzystali nowo odkrytą asteroidę bliską Ziemi, 433 Eros, oraz jej bliskie przejście w pobliżu Ziemi w latach 1900-1901, by uściślić pomiary paralaksy i znacząco doprecyzować wartość jednostki astronomicznej.
Wenus przechodzi na tle Słońca
Niezależnie od pościgu za asteroidą, jedno powtarzające się zjawisko niebieskie stało się ulubionym narzędziem astronomów do ustalania wartości jednostki: tranzyt Wenus, gdy planeta przechodzi bezpośrednio przed tarczą Słońca widzianą z Ziemi. Odkąd astronomowie dowiedzieli się o tych tranzytach w 1631 roku, ich rzadkość — oraz potencjał w pomiarze Układu Słonecznego — przez wieki przyciągały kolejne wyprawy.
Pierwszą osobą, która faktycznie zarejestrowała taki tranzyt, był angielski astronom Jeremiah Horrocks, obserwujący Słońce ze swojego domu w Much Hoole 4 grudnia 1639 roku. Ponad sto lat później tranzyt z 1761 roku przyniósł własny przełom: rosyjskiemu naukowcowi Michaiłowi Łomonosowowi, obserwującemu z Cesarskiej Akademii Nauk w Sankt Petersburgu, od dawna przypisuje się odkrycie, że Wenus w ogóle ma atmosferę.
Tranzyty Wenus następują w nieregularnym rytmie, a nie według uporządkowanego harmonogramu, co po części tłumaczy, dlaczego wystawa Smithsonian Institution zbudowała wokół nich swoją opowieść: uznała szósty zaobserwowany tranzyt, który miał miejsce w czerwcu 2004 roku, za najnowszy wpis w pościgu trwającym od wieków.
Liczby Newcomba
Amerykański astronom Simon Newcomb podszedł do tego zagadnienia z dwóch różnych stron, i oba wyniki warto poznać. Analizując starsze dane o paralaksie słonecznej, wyprowadził wartość 8″,87 — liczbę, którą współcześni uznali za znacznie bardziej wiarygodną niż konkurencyjne obliczenia Powalky'ego. Podchodząc do problemu z innej strony, Newcomb zebrał też dane obserwacyjne z ostatnich czterech tranzytów Wenus i uzyskał odległość Ziemia-Słońce równą 149,59 plus minus 0,31 miliona kilometrów — zakres, który już obejmował wartość używaną dziś przez astronomów.
Własna orbita Ziemi, mierzona w AU
Jednostka astronomiczna jest ostatecznie opisem własnej drogi Ziemi, więc warto przyjrzeć się tej orbicie bezpośrednio. Droga Ziemi utrzymuje ją średnio w odległości około 149,60 miliona kilometrów od Słońca, co odpowiada mniej więcej 8,317 minuty świetlnej — na tyle blisko zdefiniowanej jednostki astronomicznej, że obie wartości opisują zasadniczo ten sam pomiar.
Pokonanie tej orbity wymaga prędkości, do jakiej większość obiektów na Ziemi nigdy się nie zbliża: nasza planeta porusza się ze średnią prędkością 29,78 kilometra na sekundę — dość szybko, by przebyć swoją własną średnicę w 7 minut i pokonać całą odległość do Księżyca w około 4 godziny.
Sąsiedzi bliscy i dalecy
Gdy tylko ustalono wartość jednostki astronomicznej, stała się ona naturalną miarą do opisywania wszystkiego innego w Układzie Słonecznym, w tym planet.
Jowisz, największa planeta, znajduje się 5,2 AU od Słońca. Neptun, najdalsza planeta, krąży ponad pięć razy dalej, w odległości 30 AU — odległość, którą inaczej trzeba by wypisywać jako wielokrotność odległości Ziemia-Słońce, planeta po planecie.
To cichy owoc bardzo długiego wysiłku: jedna stała liczba, uzyskana dzięki starożytnym trójkątom, tranzytom i przypadkowej asteroidzie, która pozwala dziś astronomom opisać cały Układ Słoneczny za pomocą jednej spójnej jednostki.