1609年，德國天文學家開普勒發現行星軌道是橢圓形而不是圓形，從而開闢了正確測定距離的途徑。人們不僅第一次能夠精確計算出行星的軌道，而且可以繪製出太陽系的比例圖，就是說能夠繪製出太陽系所有已知行星的相對距離和軌道形狀。因此，只要測出太陽系中任何兩個行星間的距離有多少公里，所有其他行星的距離就可以立即計算出來。於是，太陽的距離不必像阿利斯塔克和溫德林那樣去直接計算，而只要測出地球與月球系統以外任何一個較近的天體（如火星或金星）的距離就可以了。 另一種用來估計宇宙距離的方法是利用視差。要說明什麼是視差並不困難。將你的手指放在眼前大約8釐米遠處， 先以左眼看，再用右眼看，你的手指會相對於背影而移動了位置，這是因為你已經改變了你的觀察點。假若你重複這一過程，把手指放遠一些，比如說一臂遠，你的手指仍會相對於背影位移，但這回移動得沒有那麼多。所以，可以利用移動的量來測定手指到眼睛的距離。 如果一個物體在50米遠的地方，那麼兩眼可觀察到的位移將會大小而測不出來，因此必須利用比雙眼距離更寬的“基線”。但是我們只要先從某一點看那個物體，然後向右移20米再來觀察它，便可以加大視差而很容易地測出物體的距離。測量員就是用這種方法測量河流或溪谷的寬度。 用同樣的方法，以恆星為背景，可以精確地測出月球的距離。例如，從加利福尼亞天文臺觀測到月球相對於恆星的某個位置，而同時在英國的天文臺觀測，月球的位置則會稍有不同。從這種位置的改變，以及已知的兩個天文臺穿過地球的直線距離，便可以計算出月球和地球的距離。當然，在理論上，我們可以從地球兩側相對的兩個天文臺進行觀測，這樣就可以把基線擴充套件為地球的直徑，這時基線長度為12800公里。這樣得到的視差角度除以2就是地心視差。 天體在天空的位移是以度或分、秒為單位來測量的。 1度為環繞天空1周的1/360，1度又分為60弧分，1弧分再分為60弧秒。因此1弧分為天空1周的1/（360×60）或1/21600， 而1弧秒為天空1周的1/（21600×60）或1/1296000。 托勒玫利用三角學根據視差測出了月球的距離，而他的結果和早期喜帕恰斯的資料相吻合。月球的地心視差為57弧分（接近1度），這個位移相當於從5米處看到的一枚5分硬幣的寬度。 這即使用肉眼也可以測量出來。但是，如果要測量太陽或一個行星的視差，所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的結論是，其他天體比月球遠得多。至於究竟有多遠，沒有人說得出來。 雖然中古時代的阿拉伯人及16世紀的歐洲數學家進一步完善了三角學，但是單靠三角學還是無法得到答案。直到1609年望遠鏡發明以後，才有可能測量微小的視差角度。（1609年，伽利略在聽到荷蘭眼鏡師做成放大鏡筒之後，幾個月內便發明瞭望遠鏡，並用來觀測天空。） 義大利出生的法國天文學家J.D.卡西尼於1673年測出火星的視差，使視差法越出了月球。在他測定出火星相對於恆星的位置的同時，在同一天的黃昏，法國天文學家裡奇在法屬蓋亞那也在進行同樣的觀測。卡西尼將兩個結果結合起來得到了火星的視差，從而計算出了太陽系的大小。他算出的地球到太陽的距離為13800萬公里，比實際距離僅少7％。 從那時起，對太陽系中各種視差的測量越來越準確。1931年，人們制定了一個測量小行星愛神星視差的龐大國際計劃。當時，除了月球以外，愛神星是最接近地球的一個天體。此時愛神星顯示出較大的視差，因此可以測量得非常精確，從而可以比以前任何時候都更精確地測定太陽系的大小。根據這些計算和利用比視差法更為精確的方法，現在我們已知道，地球與太陽間的平均距離約為1.5×l0^8公里，誤差約為1600公里。 （因為地球的軌道為橢圓形，所以實際距離變化為14710萬～15220萬公里） 日地的平均距離叫做二個天文單位（A.U.），太陽系內的其他距離也用天文單位表示。比方說土星和太陽的平均距離為14.3×10^8公里，等於9.54個天文單位。隨著天王星、海王星及冥王星等外行星的發現，太陽系的邊界向外不斷擴充套件。冥王星離太陽的平均距離為59×l0^8公里，相當於39.87個天文單位， 而有些替星距離太陽更遠。 到1830年時，已經知道太陽系橫跨數十億裡的空間，但顯然這絕非整個宇宙的大小，因為宇宙中還有許多其他恆星。
1609年，德國天文學家開普勒發現行星軌道是橢圓形而不是圓形，從而開闢了正確測定距離的途徑。人們不僅第一次能夠精確計算出行星的軌道，而且可以繪製出太陽系的比例圖，就是說能夠繪製出太陽系所有已知行星的相對距離和軌道形狀。因此，只要測出太陽系中任何兩個行星間的距離有多少公里，所有其他行星的距離就可以立即計算出來。於是，太陽的距離不必像阿利斯塔克和溫德林那樣去直接計算，而只要測出地球與月球系統以外任何一個較近的天體（如火星或金星）的距離就可以了。 另一種用來估計宇宙距離的方法是利用視差。要說明什麼是視差並不困難。將你的手指放在眼前大約8釐米遠處， 先以左眼看，再用右眼看，你的手指會相對於背影而移動了位置，這是因為你已經改變了你的觀察點。假若你重複這一過程，把手指放遠一些，比如說一臂遠，你的手指仍會相對於背影位移，但這回移動得沒有那麼多。所以，可以利用移動的量來測定手指到眼睛的距離。 如果一個物體在50米遠的地方，那麼兩眼可觀察到的位移將會大小而測不出來，因此必須利用比雙眼距離更寬的“基線”。但是我們只要先從某一點看那個物體，然後向右移20米再來觀察它，便可以加大視差而很容易地測出物體的距離。測量員就是用這種方法測量河流或溪谷的寬度。 用同樣的方法，以恆星為背景，可以精確地測出月球的距離。例如，從加利福尼亞天文臺觀測到月球相對於恆星的某個位置，而同時在英國的天文臺觀測，月球的位置則會稍有不同。從這種位置的改變，以及已知的兩個天文臺穿過地球的直線距離，便可以計算出月球和地球的距離。當然，在理論上，我們可以從地球兩側相對的兩個天文臺進行觀測，這樣就可以把基線擴充套件為地球的直徑，這時基線長度為12800公里。這樣得到的視差角度除以2就是地心視差。 天體在天空的位移是以度或分、秒為單位來測量的。 1度為環繞天空1周的1/360，1度又分為60弧分，1弧分再分為60弧秒。因此1弧分為天空1周的1/（360×60）或1/21600， 而1弧秒為天空1周的1/（21600×60）或1/1296000。 托勒玫利用三角學根據視差測出了月球的距離，而他的結果和早期喜帕恰斯的資料相吻合。月球的地心視差為57弧分（接近1度），這個位移相當於從5米處看到的一枚5分硬幣的寬度。 這即使用肉眼也可以測量出來。但是，如果要測量太陽或一個行星的視差，所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的結論是，其他天體比月球遠得多。至於究竟有多遠，沒有人說得出來。 雖然中古時代的阿拉伯人及16世紀的歐洲數學家進一步完善了三角學，但是單靠三角學還是無法得到答案。直到1609年望遠鏡發明以後，才有可能測量微小的視差角度。（1609年，伽利略在聽到荷蘭眼鏡師做成放大鏡筒之後，幾個月內便發明瞭望遠鏡，並用來觀測天空。） 義大利出生的法國天文學家J.D.卡西尼於1673年測出火星的視差，使視差法越出了月球。在他測定出火星相對於恆星的位置的同時，在同一天的黃昏，法國天文學家裡奇在法屬蓋亞那也在進行同樣的觀測。卡西尼將兩個結果結合起來得到了火星的視差，從而計算出了太陽系的大小。他算出的地球到太陽的距離為13800萬公里，比實際距離僅少7％。 從那時起，對太陽系中各種視差的測量越來越準確。1931年，人們制定了一個測量小行星愛神星視差的龐大國際計劃。當時，除了月球以外，愛神星是最接近地球的一個天體。此時愛神星顯示出較大的視差，因此可以測量得非常精確，從而可以比以前任何時候都更精確地測定太陽系的大小。根據這些計算和利用比視差法更為精確的方法，現在我們已知道，地球與太陽間的平均距離約為1.5×l0^8公里，誤差約為1600公里。 （因為地球的軌道為橢圓形，所以實際距離變化為14710萬～15220萬公里） 日地的平均距離叫做二個天文單位（A.U.），太陽系內的其他距離也用天文單位表示。比方說土星和太陽的平均距離為14.3×10^8公里，等於9.54個天文單位。隨著天王星、海王星及冥王星等外行星的發現，太陽系的邊界向外不斷擴充套件。冥王星離太陽的平均距離為59×l0^8公里，相當於39.87個天文單位， 而有些替星距離太陽更遠。 到1830年時，已經知道太陽系橫跨數十億裡的空間，但顯然這絕非整個宇宙的大小，因為宇宙中還有許多其他恆星。