1769年，当金星经由太阳时，天文学家较量出了地日距离。那么，究竟是若何较量出来的呢？
1769年，开普勒行星活动定律和牛顿万有引力定律已经被提出而且证实有效。每颗行星的轨道周期已经被测量过，然则还没有测量过其绝对距离。开普勒第三定律（其实就是牛顿万有引力定律的一种特别形式）描述了每颗行星的轨道周期与其和太阳世相对距离之间的关联。例如，开普勒第三定律敷陈我们，若是金星的轨道周期是0.62年（地球年），那么，它到太阳的平均距离为地日距离的72%。
如许天文学家就知道了每颗行星与太阳世的相对距离，然则他们还不知道若何用这些距离与地球的长度单元单子（如英里）或许地球的巨细作对照。既然行星的轨道周期已经知道了，那么知道其任何一个绝对距离就能够较量出所有其他行星的距离。所以，若是我们知道了地日距离，那么我们也就知道了金星的轨道巨细以及它的移动速度。是以，所有线索都与一个数字有关：地日距离。
其余部门则由天文学家所说的视差决意。
想象一下，你和一个同伙站在街道一边，然则相隔甚远。同伙在你的右边，而且你们两小我都盯着街道对面的统一根路灯柱看。一辆汽车从你的左边开过来，这辆车先穿过了你的视线，然后过了一会儿才穿过你同伙的视线，对吗？因为你的同伙在从此外一个角度看路灯柱。
若是你知道你和同伙之间的距离、汽车的速度以及汽车穿过你们视线的时间差，那么能够凭据几许学较量出你们和路灯柱之间的距离。
以此类推，你和你的同伙在两个分歧的天文台（地球上相隔很远的处所）盯着太阳，守候金星凌日。你们各自看到金星凌日的时间将会略有分歧，更主要的是，你们看到金星穿过太阳外观的路径也会稍有分歧，此时记录下此次视察凌日你们之间的略微差别。凭据这些测量和一些三角学常识，能够较量出到太阳的绝对距离。1771年，法国天文学家杰罗姆·拉兰德(Jerome Lalande)凭据对1761和1769年金星凌日观测究竟的剖析，较量出了一个天文单元单子的值，它只比现行（现代）的值高2%。
早在一个世纪以前，就有人使用沟通的道理（视差）来观测火星，并得出另一个相当正确的天文单元单子的较量究竟。1672年，当火星接近地球时，乔瓦尼·卡西尼（Giovanni Cassini，在巴黎）和让·里奇（Jean Richer，在法属圭亚那）同时进行了观测，对照了火星相对于配景星星显现的位置，得出了一个天文单元单子的值，也许比现代的值高7%。相关常识
金星凌日是指太阳和地球之间的行星金星像暗斑一般擦过太阳盘面，而且掩蔽一小部门太阳对地辐射的天文现象。这类天文现象或者会持续数小时。金星凌日的道理与月球造成的日食一般。固然金星的直径几乎是月球的3.5倍，但因为它离地球更远，是以它掩蔽的太阳面积就非常小。科学家能够经由视察金星凌日估算太阳和地球之间的距离。
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