ヨーロッパのアカデミーは金星の日面通過の世界各地での計時により太陽系を測定した

18世紀初頭までに、天文学者たちは惑星間の相対距離について合意していた——ケプラーの法則がその比率を正確に与えていた——が、太陽系全体の縮尺の基準となる地球から太陽までの絶対距離、すなわち天文単位については信頼できる測定値を持っていなかった。

1716年、天文学者エドモンド・ハレーは稀な現象を利用する方法を発表した。金星が地球と太陽の間を直接通過するとき、そのシルエットは観測者が地球上のどこに立つかによってわずかに異なる位置と時刻で太陽の円盤を横切る。なぜなら金星は地球に十分近く、太陽自身とは異なりその視差が検出可能だからである。

世界各地に観測者を派遣して金星の日面通過を計時し、離れた地点間の視差の差を信号として用いた——これは単一の天文台では生み出し得ない測定であった。

太陽の距離は視差によって定義され、それは二人の観測者の間の差としてのみ現れる。

単一の天文台ではその差を見ることができなかったため、機器を改良するだけでは決してそれを明らかにできなかった。

多くの離れた地点から金星の日面通過を計時することで、必要な基線が生み出された。

それらの計時を数学的に組み合わせることで、局所的なデータが地球規模の測定へと変わった。

ある量が視点間の差としてのみ存在する場合、より鋭い単一の機器からではなく、隔たりそのものから測定を組み立てよ。

精密な計時を制限した「黒滴効果」による観測上の困難にもかかわらず、国際的に統合されたデータにより、フランスの天文学者ジェローム・ラランドは1771年に地球と太陽の距離をおよそ1億5300万キロメートルと算出した——現代の測定値1億4960万キロメートルの約1%以内であり、それ以前の推定値——そのうちのいくつかは10倍以上もずれていた——よりもはるかに正確であった。この方法は1874年と1882年の追加の日面通過データを用いてさらに改良され、後に20世紀のレーダー測定によって取って代わられた。