歐洲科學院透過全球計時金星凌日測量太陽系

到了18世紀初，天文學家已對行星之間的相對距離達成共識——克卜勒定律精確給出了這些比例——但對於地球到太陽的絕對距離（即天文單位）仍無可靠測量，而這個距離正是整個太陽系尺度的基準。

1716年，天文學家愛德蒙·哈雷發表了一種方法，利用一個罕見事件：當金星直接從地球與太陽之間穿過時，其剪影會掠過太陽圓面，而根據觀察者在地球上所處位置的不同，其位置與時間會略有差異，因為金星距離地球夠近，這種視差可以被偵測到，不像太陽本身。

派遣觀察者前往世界各地為金星凌日計時，利用相隔兩地觀測點之間的視差差異作為訊號——這是任何單一觀測台都無法產生的測量。

太陽的距離由視差定義，而視差只會以兩位觀察者之間的差異形式出現。

沒有任何單一觀測台能看見這種差異，因此僅靠改良儀器永遠無法揭示它。

從許多相隔的地點為金星凌日計時，創造了所需的基線。

以數學方式結合這些計時數據，便將地方性的資料轉化為全球性的測量。

當某個量只以不同觀測點之間的差異形式存在時，應從間隔本身來建構測量，而非依賴更精密的單一儀器。

儘管觀測上存在困難——「黑滴效應」限制了精確計時——結合後的國際數據仍讓法國天文學家熱羅姆·拉朗德於1771年計算出地球與太陽的距離約為1億5300萬公里——與現代測量值1億4960萬公里相差約1%以內，且遠比先前任何估計更為準確，其中有些估計的誤差甚至達到十倍或更多。此方法後來利用1874年與1882年的額外凌日數據進一步改良，之後才在20世紀被雷達測量所取代。