1769年，當金星經過太陽時，天文學家計算出了地日距離。那麼，到底是如何計算出來的呢？

1769年，開普勒行星運動定律和牛頓萬有引力定律已經被提出并且證明有效。每顆行星的軌道周期已經被測量過，但是還沒有測量過其絕對距離。開普勒第三定律（其實就是牛頓萬有引力定律的一種特殊形式）描述了每顆行星的軌道周期與其和太陽間相對距離之間的聯系。例如，開普勒第三定律告訴我們，如果金星的軌道周期是0.62年（地球年），那麼，它到太陽的平均距離為地日距離的72%。

這樣天文學家就知道了每顆行星與太陽間的相對距離，但是他們還不知道如何用這些距離與地球的長度單位（如英裡）或者地球的大小作比較。既然行星的軌道周期已經知道了，那麼知道其任何一個絕對距離就可以計算出所有其他行星的距離。所以，如果我們知道了地日距離，那麼我們也就知道了金星的軌道大小以及它的移動速度。因此，所有線索都與一個數字有關：地日距離。

其餘部分則由天文學家所說的視差決定。

想象一下，你和一個朋友站在街道一邊，但是相隔甚遠。朋友在你的右邊，并且你們兩個人都盯着街道對面的同一根路燈柱看。一輛汽車從你的左邊開過來，這輛車先穿過了你的視線，然後過了一會兒才穿過你朋友的視線，對嗎？因為你的朋友在從另外一個角度看路燈柱。

如果你知道你和朋友之間的距離、汽車的速度以及汽車穿過你們視線的時間差，那麼可以根據幾何學計算出你們和路燈柱之間的距離。

以此類推，你和你的朋友在兩個不同的天文台（地球上相隔很遠的地方）盯着太陽，等待金星淩日。你們各自看到金星淩日的時間将會略有不同，更重要的是，你們看到金星穿過太陽表面的路徑也會稍有不同，此時記錄下此次觀察淩日你們之間的略微差異。根據這些測量和一些三角學知識，可以計算出到太陽的絕對距離。1771年，法國天文學家傑羅姆·拉蘭德(Jerome Lalande)根據對1761和1769年金星淩日觀測結果的分析，計算出了一個天文單位的值，它隻比現行（現代）的值高2%。

早在一個世紀以前，就有人使用相同的原理（視差）來觀測火星，并得出另一個相當精确的天文單位的計算結果。1672年，當火星靠近地球時，喬瓦尼·卡西尼（Giovanni Cassini，在巴黎）和讓·裡奇（Jean Richer，在法屬圭亞那）同時進行了觀測，比較了火星相對于背景星星出現的位置，得出了一個天文單位的值，大概比現代的值高7%。

金星淩日是指太陽和地球之間的行星金星像暗斑一樣掠過太陽盤面，并且遮蔽一小部分太陽對地輻射的天文現象。這類天文現象可能會持續數小時。金星淩日的原理與月球造成的日食一樣。雖然金星的直徑幾乎是月球的3.5倍，但由于它離地球更遠，因此它遮蔽的太陽面積就非常小。科學家可以通過觀察金星淩日估算太陽和地球之間的距離。

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