阿里斯塔克斯基於弦月和太陽分離的角度是87°[15]，估計太陽到地球的距離是地月距離的18至20倍，但實際上是390倍。

依據該撒利亞的優西比烏《福音的準備》（Praeparatio Evangelica），埃拉托斯特尼發現太陽的距離是"σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας"（直譯爲“10000個400和/加80000斯達地”），譯作408,0000斯達地（1903年埃德溫·漢密爾頓吉福翻譯），或相當於8,0400,0000斯達地（edition of Édouard des Places在1974-1991年的編輯），而希臘的斯達地相當於現今的185至190公尺[16][17]，前者的翻譯太低，只有75,5000公里，而第二位的翻譯是1億4870萬公里至1億5280萬公里（精確至2%）[18]。

喜帕恰斯也給了地球至太陽距離的估計值，以Pappus的引述是地球半徑的490倍。依據諾埃爾斯維爾德洛和G.J.圖默重建的推測，可以看得出這是來自太陽的視差"至少"有7弧分的假設[19]。

一篇中國的數學論文，周髀算經（大約在西元前一世紀）顯示了如何利用幾何學計算出太陽的距離：假設地球是平坦的，使用相距1000華里的三個地點，測量在正午的日影長度[20]。

太陽視差

地球半徑

喜帕恰斯（西元前2世紀）

7'

490

托勒密（西元2世紀）

2′ 50″

1210

Godefroy Wendelin（1635）

15″

1,4000

耶利米霍羅克斯（1639）

15″

1,4000

克里斯蒂安·惠更斯（1659）

8.6″

2,4000

卡西尼& 李察（1672）

9½″

2,1700

杰羅姆拉朗德（1771）

8.6″

2,4000

西蒙·紐康（1895）

8.80″

2,3440

阿瑟·羅伯特（1909）

8.807″

2,3420

哈羅德·斯潘塞·瓊斯（1941）

8.790″

2,3466

現代

8.794143″

2,3455

在西元2世紀，托勒密估計太陽的平均距離是地球半徑的1210倍[21][22]。要確定這個值，托勒密測量了月球的視差，發現月球的平視差是1° 26′，而這個值比實際的大了許多。然後他推導出月球的最大距離是地球半徑的64 1/6倍。由於他的視差圖和它的月球軌道理論中的錯誤互相抵消，因此這一數值大致上是接近正確值的[23][24]。然後，他測量太陽和月球的視大小，並得出結論認為太陽表面的直徑和月球在最大距離時的月球直徑一樣，並且從月食的紀錄，他以月食時月球通過地球影錐的時間估計影錐的視直徑。從這些數據，地球到太陽的距離可以利用三角學算出是地球半徑的1210倍。這使太陽和月球距離的比率大約是19倍，符合阿里斯塔克斯匹配的圖形。雖然從理論上來說，托勒密的過程是可行的，但它對數據上微小的變化非常敏感，因此只要在測量上變更幾個百分點，就可以使太陽的距離變成無限大[23]。

希臘天文學在中世紀傳到伊斯蘭世界之後，天文學家對托勒密的宇宙模型做了一些變動，但是對他估計的太陽到地球距離並沒有多大的改變。例如，在介紹托勒密天文學時，al-Farghānī給的太陽與地球的平均距離是1170個地球半徑；而在他的zij，al-Battānī所用太陽的平均距離爲1108個地球半徑。其後的天文學家，像是al-Bīrūnī，也使用相似的數值[25]。稍後在歐洲，哥白尼和第谷也使用類似的數值（1142個地球半徑和1150個地球半徑），和托勒密的數值也非常接近，地球和太陽距離經過16世紀倖存了下來[26]。

約翰內斯·克卜勒是第一位體認到托勒密估計的數值太低的人（根據克卜勒，至少要提高三倍），在他的魯道夫星表（1627年），克卜勒行星運動定律允許天文學家計算太陽與行星的相對距離，並且引起重新測量地球與太陽絕對距離的興趣（然後可以用於其它的行星）。望遠鏡的發明允許可以比肉眼觀測更精確的測量角度，佛蘭芒天文學家Godefroy Wendelin在1635年重新進行阿里斯塔克斯的觀測，並且發現托勒密的數值至少低了11倍。

通過金星凌日的觀測可以得到更準確的估計值。從兩個不同的位置測量金星凌日，可以精確金星的視差，和金星與地球相對於太陽的相對距離，太陽視差α（不能直接測量[27]）。耶利米霍羅克斯曾經企圖根據他在1639年觀測的金星凌日為基礎來估計這個值（於1662年發表），得到的視差值是15弧秒，類似於溫德林的值。太陽視差是以地球-太陽的距離和地球的半徑為底線測量的：

A

=

1

tan

⁡

α

.

{\displaystyle A={1 \over {\tan \alpha }}.}

太陽視差越小，太陽和地球的距離越遠：15"的太陽視差相當於地球和太陽的距離是1,3750地球半徑。

惠更斯相信這個距離應該更大：經由比較金星和火星的視大小，他估計是2,4000地球半徑[28]，相當於8.6"的太陽視差。雖然惠更斯的估計值非常接近現代的值，但是因為他的工作方法經常有許多無法證明（或錯誤）的假設，因此天文史學家對他的成就經常會打個折扣；因此他這個精確的數值似乎是出於幸運而非良好的觀測，可能是他的各項錯誤相互抵銷的結果。

儘管有所謂的黑滴效應使金星凌日的測量非常困難，但這種罕見的現象，長久以來仍是測量天文單位的最佳方法。

Jean Richer和卡西尼在1672年火星大接近地球時，分別從巴黎和法屬蓋亞那的首府卡宴測量火星的視差。他們得到太陽視差是9½"，這相當於地球半徑的22,000倍。他們還是第一次獲得準確和可靠的地球半徑數值的天文學家：與他們的同事讓·皮卡爾在1669年測量出地球半徑是326,9000toise（1toise =1.949米）。另一位同行，奧勒·羅默，在1676年證實光波以限速度傳播：數值是如此之大，通常需要以光線行經太陽到地球的距離所經過的時間，或每單位距離的光時來引述，現今天文學家還保留了這個距離單位。

詹姆斯·葛列格里發展出更好的方法來觀測金星凌日，並且發表在Optica Promata（1663年），得到愛德蒙·哈雷強烈的支持[29]，並且應用在1761和1769以及1874年和1882年年的金星凌日觀測上。金星凌日是成對發生的，但是每世紀發生和觀測的次數少於一次，因此1761年和1769年的觀測是一次前所未有的國際合作。儘管在七年戰爭的期間，還是耗費巨資派遣了數十名天文學家至世界各地進行觀測：有幾位因而鞠躬盡瘁[30]。Jérôme Lalande整理各種不同的結果，得到的太陽視差是8.6″的結果。

日期

方法

A/Gm

誤差

1895

光行差

149.25

0.12

1941

視差

149.674

0.016

1964

雷達

149.5981

0.001

1976

遙測

149.597 870

0.000 001

2009

遙測

149.597 870 700

0.000 000 003

另一種方法與光行差常數有關，並且得到被廣泛接受的太陽視差：8.80″（接近現在的數值：8.794143″），雖然西蒙·紐康也是用金星凌日的資料，但他給這種方法很高的評價。紐康也與A. A. Michelson合作以地基的設備測量光速；與光行差常數（這是每單位距離的光時）結合，首次直接測量得到以公里為單位的日地距離。紐康的太陽視差值（和光行差常數與高斯引力常數）在1896年被納入第一次國際體系的天文常數[31]，並且直到1964年都被用來計算星曆表[32]。天文單位這個名詞在1930年首度被使用[33]。

近地小行星愛神星的發現和1900年至1901年的接近，使視差的測量獲得很大的改善[34]。另一次國際性的專案在1930-1931年再度進行了愛神星視差的測量[27][35]。

在1960年代初期，直接用雷達測量金星和火星的距離成為可行的方法。隨著光速測量值的改進，這顯示紐康的太陽視差和光行差常數兩者是互相矛盾的[36]。