No se pudieron calcular estimaciones verdaderamente precisas de las distancias a los planetas hasta que el trabajo de observación minuciosamente preciso de Tycho Brahe proporcionó los datos utilizados por Johannes Kepler para descubrir sus Leyes del movimiento planetario. Los datos de Brahe finalmente llevaron a Kepler a la conclusión de que las órbitas planetarias tenían forma elíptica, no circular. Con esta idea y no más que una simple geometría, Kepler pudo calcular las distancias relativas entre los planetas en 1620. Todas las formas de la órbita podían conocerse y describirse en relación con la Tierra. Esta fue la fuente del término unidad astronómica para referirse al tamaño de la órbita de la Tierra. Si la órbita de la Tierra es de 1 UA, se sabía que Marte tenía un tamaño de 1,5 UA, Venus de 0,7 UA, y así sucesivamente. Ahora solo se necesitaba encontrar una distancia, desde la Tierra hasta el Sol, Venus o cualquier planeta. Si se pudiera determinar una distancia, también se conocerían todas las demás.
Como han señalado los escritores anteriores, la respuesta fue utilizar tránsitos de los dos planetas internos, Venus y Mercurio, para proporcionar una trigonométrica solucionable. Al viajar a lugares muy distantes y observar el mismo punto en el espacio en el mismo instante, se podría dibujar un triángulo entre los observadores en, por ejemplo, Canadá y Tahití (dos de las ubicaciones reales utilizadas) y el planeta Venus. Las observaciones contra el Sol y otras estrellas indicaron los ángulos precisos del triángulo y se pudo medir la distancia entre los postes de observación. Entonces fue sencillo calcular todos los ángulos y distancias del triángulo, incluida la distancia de la Tierra a Venus. Conociendo esa distancia, calcular el resto fue pan comido.
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