유럽 학술원들은 전 세계에서 금성 일면통과를 관측하여 태양계를 측정했다

18세기 초까지 천문학자들은 행성들 사이의 상대적 거리에 합의했다. 케플러의 법칙이 그 비율을 정확히 제시했기 때문이다. 그러나 태양계 전체의 규모를 떠받치는 절대적 거리, 즉 천문단위인 지구에서 태양까지의 거리를 신뢰할 만하게 측정하지는 못했다.

1716년 천문학자 에드먼드 핼리는 드문 사건을 이용하는 방법을 발표했다. 금성이 지구와 태양 사이를 정확히 지나갈 때, 금성은 태양 자체와 달리 지구에 충분히 가까워 그 시차를 감지할 수 있기 때문에, 관측자가 지구 어디에 서 있느냐에 따라 금성의 실루엣이 태양 원반 위에서 약간 다른 위치와 시각에 지나간다.

전 세계에 관측자를 파견하여 금성 일면통과의 시각을 측정하고, 떨어진 관측 지점들 사이의 시차 차이를 신호로 삼았다. 이는 어떤 단일 천문대도 만들어낼 수 없는 측정이었다.

태양의 거리는 시차로 정의되며, 시차는 두 관측자 사이의 차이로만 나타난다.

어떤 단일 천문대도 그 차이를 볼 수 없었으므로, 기기를 개선하는 것만으로는 결코 그것을 밝힐 수 없었다.

여러 떨어진 지점에서 금성 일면통과의 시각을 측정함으로써 필요한 기준선이 만들어졌다.

그 시각들을 수학적으로 결합하여 지역적 데이터를 전 지구적 측정으로 바꾸었다.

어떤 양이 관측 지점들 사이의 차이로만 존재한다면, 더 정밀한 단일 기기가 아니라 분리 자체로부터 측정을 구축하라.

정밀한 시각 측정을 제한한 '검은 방울 효과'로 인한 관측상의 어려움에도 불구하고, 결합된 국제 데이터를 통해 프랑스 천문학자 제롬 랄랑드는 1771년 지구-태양 거리를 약 1억 5,300만 킬로미터로 계산했다. 이는 현대 측정값인 1억 4,960만 킬로미터의 약 1% 이내이며, 일부는 10배 이상 빗나갔던 이전의 어떤 추정보다도 훨씬 정확했다. 이 방법은 1874년과 1882년의 추가 일면통과 데이터를 사용하여 더욱 정교해졌으며, 이후 20세기에 레이더 측정으로 대체되었다.