再用按比例圖解的方法來概括一下怎樣由行星的視差來推算太陽的距離:
觀測一顆行星在天空中的位置變化，便可以用天文方法確定它的橢圓軌道的形狀和大小，以及它繞太陽轉一周所花費的時間。根據開普勒行星運動第三定律，便可以算出它與太陽的平均距離是多少天文單位。
金星淩日
繼卡西尼之後，又有馬拉底於1704年由觀測火星求得太陽的視差為10″左右，布拉得雷（1693~1762年）於1719年求得的結果為10.5″，拉卡伊於1751年得到10.2″。這些數字反倒還不及卡西尼測得的9.5″精確。
英國天文學家哈雷（1656~1742年）早就提出，利用“金星淩日”的機會也可以測定太陽的視差。所謂金星淩日就是從地球上看去，金星恰好投影在日麵上，或者說，正好從太陽前麵經過。
不過，哈雷本人卻未能將這種方法付諸實踐，因為金星淩日是不常發生的。那時，最近的兩次金星淩日也須等待到1761年和1769年才會來到。哈雷雖然是一位長壽的天文學家，他活了86歲，於1742年去世了。天文學家們為了觀測1761年和1769年的金星淩日，事先作了充分準備，他們組織了不少遠征隊到世界各地去，希望在最好的條件下觀測。可惜，許多複雜的因素都損害了觀測的精密程度。1761年金星淩日時，各觀測隊求得的太陽視差數值差異很大：有的小到7.5″，有的大到10.5″。但是，天文學家們不屈不撓，重新努力，這使1769年的觀測大有進步。這次觀測之後一共發表了200多篇科學論文，其中大多數結果都在8.5″到8.8″之間。法國天文學家潘格雷（1711~1796年）綜合分析了全部資料，於1775年公布了最後結果：太陽的視差為8.8″。這是一個非常準確的數字，可惜當時人們並不重視它。
以後兩次金星淩日發生在113年之後：1874年與1882年。在等待它們到來之前，天文學家們有足夠的時間重新研究過去的觀測資料。最後，德國天文學家恩克（1791~1865年）於1824年發表了完整的討論結果：太陽的視差為8.57″，由此算出地球至太陽的距離是15300萬億千米，比實際情況多出了350萬千米。直到17世紀中葉，恩克的結果一直為天文學界所公認。
最後，等待已久的1874年和1882年金星淩日終於來到了。天文學家們根據1874年的觀測求得太陽的視差在8.76″與8.91″之間。根據1882年淩日的觀測則求得它在8.80″與8.85″之間。美國天文學家紐康（1835~1909年）又重新綜合討論前兩個世紀的4次金星淩日所取得的資料，於1895年最終得出太陽視差是8.797″。從1896~1967年，國際天文學界都采用太陽視差值為8.80″。這些數字與當今公認準確的8.794″很接近。
這是一個不小的成就。然而，從那以後人們卻完全放棄了用金星淩日來測定太陽視差的方法。因為這時一種更新穎的方法已經步入天文台的大門。