在開普勒三定律提出後，人們已經能夠根據太陽系中各個行星的公轉軌道周期之比，計算出各個行星到太陽的距離之比。但是如果不知道地球到太陽的距離，還是沒辦法為度量太陽系找到一把合適的「尺子」。

最早「成功」計算地球到太陽距離的是克里斯蒂安•惠更斯。他通過觀察金星受太陽光照角度不同形成的「月牙」的形狀，得到太陽、金星、地球所形成的三角形的形狀，只要再知道這個三角形任意一條邊的長度，就能估計其他兩邊的邊長。

這時，惠更斯使了個「花招」。他沒什麼根據地猜測金星的大小跟地球一樣大，再根據金星看上去的大小，就計算出了金星到地球的距離。這樣再解「金星-地球-太陽」這個三角形，就得到了日地距離——他運氣真好，因為金星確實剛好和地球差不多大。

後來真正有根據地測出地球到太陽距離的是喬凡尼•卡西尼。同樣的，由於我們已經知道了地球和火星到太陽的距離之比，只要再知道地球和火星之間的距離，就可以計算出日地距離。

我們在快速移動的火車上看窗外風景時會發現，近處的物體動得快，遠處的物體幾乎不動；其實更進一步，我們可以在兩個不同的地方看近處的物體與遠處物體的相對位置的區別，從而算出自身到近處物體的距離。

利用這一原理，卡西尼把自己的助手派到南美洲，自己留在歐洲，兩人同時觀測火星，在橫跨大西洋的距離上，兩人測量出火星相對遙遠恆星的位置的微小差別。據此，卡西尼計算出地球和火星之間的距離，再結合已有信息，就計算得到了日地距離這一重要的數據。