1609年,德国天文学家开普勒发现行星轨道是椭圆形而不是圆形,从而开辟了正确测定距离的途径.人们不仅第一次能够精确计算出行星的轨道,而且可以绘制出太阳系的比例图,就是说能够制出太阳系所有已知行星的相对距离和轨道形状.因此,只要测出太阳系中任何两个行星间的距离有多少公里,所有其他行星的距离就可以立即计算出来.于是,太阳的距离不必像阿利斯塔克和德林那样去直接计算,而只要测出地球与月球系统以外任何一个较近的天体（如火星或金星）的距离就可以了。
　　另一种用来估计宇宙距离的方法是利用视差.要说明什么是视差并不困难.将你的手指放在眼前大约8厘米远处,先以左眼看,再用右眼看,你的手指会相对于背影而移动了位置,这是因为你已经改变了你的观察点.假若你重复这一过程,把手指放远一些,比如说一臂远,你的手指仍会相对于背影位移,但这回移动得没有那么多.所以,可以利用移动的量来测定手指到眼睛的距离.
　　如果一个物体在50米远的地方,那么两眼可观察到的位移将会大小而测不出来,因此必须利用比双眼距离更宽的“基线”.但是我们只要先从某一点看那个物体,然后向右移20米再来观察它,便可以加大视差而很容易地测出物体的距离.测量员就是用这种方法测量河流或溪谷的宽度.
　　用同样的方法,以恒星为背景,可以精确地测出月球的距离.例如,从加利福尼亚天文台观测到月球相对于恒星的某个位置,而同时在英国的天文台观测,月球的位置则会稍有不同.从这种位置的改变,以及已知的两个天文台穿过地球的直线距离,便可以计算出月球和地球的距离.当然,在理论上,我们可以从地球两侧相对的两个天文台进行观测,这样就可以把基线扩展为地球的直径,这时基线长度为12800公里.这样得到的视差角度除以2就是地心视差。
　　天体在天空的位移是以度或分、秒为单位来测量的.1度为环绕天空1周的1/360,1度又分为60弧分,1弧分再分为60弧秒.因此1弧分为天空1周的1/（360×60）或1/21600,而1弧秒为天空1周的1/（21600×60）或1/1296000。
　　托勒玫利用三角学根据视差测出了月球的距离,而他的结果和早期喜帕恰斯的数据相吻合.月球的地心视差为57弧分（接近1度）,这个位移相当于从5米处看到的一枚5分硬币的宽度.这即使用肉眼也可以测量出来.但是,如果要测量太阳或一个行星的视差,所涉及的角度就太小了.可以得出的惟一的结论是,其他天体比月球远得多.至于究竟有多远,没有人说得出来。
　　虽然中古时代的阿拉伯人及16世纪的欧洲数学家进一步完善了三角学,但是单靠三角学还是无法得到答案.直到1609年望远镜发明以后,才有可能测量微小的视差角度.（1609年,伽利略在听到荷兰眼镜师做成放大镜筒之后,几个月内便发明了望远镜,并用来观测天空。）
　　意大利出生的法国天文学家J.D.卡西尼于1673年测出火星的视差,使视差法越出了月球.在他测定出火星相对于恒星的位置的同时,在同一天的黄昏,法国天文学家里奇在法属圭亚那也在进行同样的观测.卡西尼将两个结果结合起来得到了火星的视差,从而计算出了太阳系的大小.他算出的地球到太阳的距离为13800万公里,比实际距离仅少7％。
　　从那时起,对太阳系中各种视差的测量越来越准确.1931年,人们制定了一个测量小行星爱神星视差的庞大国际计划.当时,除了月球以外,爱神星是最接近地球的一个天体.此时爱神星显示出较大的视差,因此可以测量得非常精确,从而可以比以前任何时候都更精确地测定太阳系的大小.根据这些计算和利用比视差法更为精确的方法,现在我们已知道,地球与太阳间的平均距离约为1.5×l0^8公里,误差约为1600公里.（因为地球的轨道为椭圆形,所以实际距离变化为14710万～15220万公里）
　　日地的平均距离叫做二个天文单位（A.U.）,太阳系内的其他距离也用天文单位表示.比方说土星和太阳的平均距离为14.3×10^8公里,等于9.54个天文单位.随着天王星、海王星及冥王星等外行星的发现,太阳系的边界向外不断扩展.冥王星离太阳的平均距离为59×l0^8公里,相当于39.87个天文单位,而有些替星距离太阳更远。
　　到1830年时,已经知道太阳系横跨数十亿里的空间,但显然这绝非整个宇宙的大小,因为宇宙中还有许多其他恒星。