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,從而開辟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,而且可以繪制出太陽系的比例圖,就是說能夠制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.于是,太陽的距離不必像阿利斯塔克和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.要說明什么是視差并不困難.將你的手指放在眼前大約8厘米遠處,先以左眼看,再用右眼看,你的手指會相對于背影而移動了位置,這是因為你已經改變了你的觀察點.假若你重復這一過程,把手指放遠一些,比如說一臂遠,你的手指仍會相對于背影位移,但這回移動得沒有那么多.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,那么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,然后向右移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,以恒星為背景,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于恒星的某個位置,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展為地球的直徑,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數據相吻合.月球的地心視差為57弧分（接近1度）,這個位移相當于從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.至于究竟有多遠,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年望遠鏡發明以后,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后,幾個月內便發明了望遠鏡,并用來觀測天空。）
意大利出生的法國天文學家J.D.卡西尼于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于恒星的位置的同時,在同一天的黃昏,法國天文學家里奇在法屬圭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,等于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展.冥王星離太陽的平均距離為59×l0^8公里,相當于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里的空間,但顯然這絕非整個宇宙的大小,因為宇宙中還有許多其他恒星。
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