在历史上，观察金星凌日曾作为测量太阳视差和日地距离(天文单位)的天文活动。十七世纪初，人们对地球与太阳的距离还没有一个准确的数据。人们只知道木星距离太阳比地球远，金星距离太阳比地球近。天体越远，视差越小。但在远多少，近多少，众说纷纭。开普勒和不少天文学家都认为，太阳视差是180角秒，这与今测值相差20多倍。1716年，英国天文学家哈雷(1656至1742年)建议利用金星凌日去测定太阳视差和日地距离，这是当时精确测定太阳视差的理想方法。哈雷的观测方法是：两地(相隔几千千米)同时观测金星凌日，根据两

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地金星凌日经过日面弦线的时间长短，通过数学方法求出太阳视差。在那时，测定时间的精度远远超过测量角度的精度。1761年，天文学家们组织了不少远征队到世界各地观测。观测结果差异较大，太阳视差为7.5至10.5角秒。1769年的观测结果大有进步，太阳视差在8.5至8.8角秒之间。法国天文学家潘格雷(1711至1796年)综合分析了全部观测资料，在1755年公布了最后结果：太阳视差为8.8角秒。这是一个十分准确的数据，可惜当时人们没有立刻承认它。

　　1870年，美国天文学家纽康(1835至1909年)成立了观测1874年和1882年金星凌日的国际“金星凌日委员会”。1874年的观测结果，太阳视差在8.76至8.91角秒之间。1882年，纽康成立了金星凌日观测队，亲自带队到南非观测。1882年的观测结果，太阳视差在8.80至8.85角秒之间。纽康综合分析了四次(1761年至1882年)金星凌日观测资料的过程中发现，要得到更准确的太阳视差值，必须要有更准确的光速和光行差常数值。1895年，纽康最终得出太阳视差为8.797角秒，并被国际天文界承认。从1896年至1967年，国际天文界都采用纽康制定的太阳视差值。目前，国际天文界一致公认最准确的太阳视差为8.794148角秒，日地距离(天文单位)为149597870千米。

　　现今，测量日地距离(天文单位)已不采用观测金星凌日的方法，而采用雷达测距。方法是：用雷达，在金星下合日时测量地球与金星的距离，再在金星上合日时测量地球与金星的距离，然后再将两次的距离相加除以二，就能得到比较准确的日地距离了。