开普勒的行星运动定律，让17世纪初天文学家眼中的太阳系与其真实面貌达到了空前的一致。太阳位于中心；当时已知的六颗行星——水星、金星、地球、火星、木星还有土星由内到外依次在各自的椭圆轨道上围绕着太阳运动。然而这幅太阳系的“全家福”之中还有一个重大的缺憾，它是没有比例尺的，因为当时的天文学家不知道任何一颗行星到太阳的距离，他们所知道的只是这些行星与太阳之间的距离的比值，其中地球与太阳之间的平均距离被定为一个天文单位，以此类推最内侧的水星与太阳的距离便为0.3871个天文单位，而最外侧的土星则在距离太阳9.5388的轨道上缓慢运行。
由于“天文单位”是天文学，特别是天文测量学中一个非常重要的一个天文数值，因此准确的测量地球与太阳之间的距离便成为了“最为崇高的天文问题”之一。
但是这并不是一件容易的事情，太阳高高地挂在空中、遥不可及，显然不能像测量你家房间大小那样直接用皮尺去量，而只能通过间接的方法去测定。天文学家们很快便想到了“视差”，所谓的“视差”是指在两个不同的点上观察同一个目标时所产生的方向差异，这种方向差异可以通过目标在遥远背景上的移动计算出来，如果两点之间的距离是已知的，利用中学所学的几何学知识就能够计算出目标到观测点的距离。我们很容易想到，目标的距离越远，它的视差就越小，当物体的距离非常遥远的时候，它的视差便可以忽略不计了，而被当作观测的背景。日常生活中最为常见的视差，便是当你分别用左右眼看同一个物体时，它在你的眼中相对于其他物体所发生的移动。
但是要测定太阳的视差却同样也是一件非常困难的事。首先它的距离太远，即使分别在地球的两端来测量，它的视差还是很小，这就需要非常精密的仪器；更为糟糕的是太阳实在是太亮了，它把可以作为背景的星空完全淹没了，因此我们也就没有了标尺，这使得直接测量它的视差几乎成为了一件不可能完成的任务。这幅没有比例尺的太阳系地图也就一直使用到了18世纪初。
1716年，英国著名的天文学家、哈雷彗星的发现者，埃德蒙多·哈雷提出了一种间接测定太阳视差的方法，这种方法需要利用一种罕见的天文现象——“金星凌日”，也就是金星制造的微小“日食”，当这种现象发生的时候，在地球上可以看到有一个小黑点儿，也就是金星的影子，从太阳表面经过。哈雷的方法就是通过测定不同观测地点，这个小黑点经过太阳表面的时间，然后再经过一系列计算，就可以得到太阳的视差。
但是很遗憾的是哈雷没有等到下次金星凌日的出现便去世了。德国天文学机恩克利用1761年和1769年的两次金星凌日时的观测结果，于1824年计算出了太阳与地球之间的距离为1.53亿公里。后来的天文学家又利用随后两次发生在1874和1882年的金星凌日现象，把这个数字精确到了1.4934亿±9.6万公里，这已经非常接近现代的数值1.49597870亿公里。
当然这个数值是太阳与地球之间的平均距离，也就是几何学中椭圆的半长轴。不过地球轨道非常接近正园，它目前的偏心率只有0.0174，也就是它与太阳之间最远的距离只比这个平均距离远1.74%，大约是260万公里。
