Selepas Copernicus mencadangkan sistem heliosentriknya, dengan Bumi dalam pusingan mengelilingi Matahari, adalah mungkin untuk membina model keseluruhan Sistem Suria tanpa skala. Untuk memastikan skalanya, hanya perlu mengukur satu jarak dalam Sistem Suria, contohnya, jarak purata dari Bumi ke Matahari (kini dipanggil unit astronomi, atau AU). Apabila ditemui melalui triangulasi, ini dirujuk sebagai paralaks suria, perbezaan kedudukan Matahari seperti yang dilihat dari pusat Bumi dan satu titik satu jejari Bumi, iaitu, sudut yang dicangkum di Matahari dengan jejari min Bumi. Mengetahui paralaks suria dan purata jejari Bumi membolehkan seseorang mengira AU, langkah pertama dan kecil di jalan panjang untuk menentukan saiz dan umur pengembangan[30] Alam Semesta yang tercerap.

Cara primitif untuk menentukan jarak ke Matahari dalam istilah jarak ke Bulan telah pun dicadangkan oleh Aristarchus dari Samos dalam bukunya On the Sizes and Distances of the Sun and Moon. Beliau menyatakan bahawa Matahari, Bulan, dan Bumi membentuk segi tiga tepat (dengan sudut tepatnya di Bulan) pada saat suku bulan pertama atau terakhir. Beliau kemudian menganggarkan bahawa sudut Bulan–Bumi–Matahari ialah 87°. Menggunakan geometri yang betul tetapi data pemerhatian yang tidak tepat, Aristarchus menyimpulkan bahawa Matahari berada sedikit kurang daripada 20 kali lebih jauh daripada Bulan. Nilai sebenar sudut ini adalah hampir 89° 50', dan Matahari sebenarnya adalah kira-kira 390 kali lebih jauh.[28] Beliau menegaskan bahawa Bulan dan Matahari mempunyai saiz sudut ketara yang hampir sama lalu diameternya mestilah berkadaran dengan jaraknya dari Bumi. Oleh itu, beliau membuat kesimpulan bahawa Matahari adalah sekitar 20 kali lebih besar daripada Bulan; kesimpulan ini, walaupun tidak betul, ia masih mengikut logik tetapi dari datanya yang salah. Ia menunjukkan bahawa Matahari lebih besar daripada Bumi, yang boleh diambil untuk menyokong model heliosentrik.[31]

Walaupun keputusan Aristarchus tidak betul kerana kesilapan dalam pemerhatian, ia masih berdasarkan kepada prinsip geometri paralaks yang betul, dan menjadi asas untuk anggaran saiz Sistem Suria selama hampir 2000 tahun, sehingga transit Zuhrah diperhatikan dengan betul pada tahun 1761 dan 1769.[28] Kaedah ini telah dicadangkan oleh Edmond Halley pada tahun 1716, walaupun dia tidak hidup untuk melihat hasilnya. Penggunaan transit Zuhrah kurang berjaya daripada yang diharapkan disebabkan oleh kesan penurunan hitam, tetapi anggaran yang terhasil ketika itu, 153 juta kilometer, hanya 2% di atas nilai yang diterima sekarang, 149.6 juta kilometer.

Tidak lama kemudian, Sistem Suria telah "diskalakan" menggunakan paralaks asteroid, beberapa daripadanya, seperti Eros, melintas lebih dekat ke Bumi berbanding Zuhrah. Dalam kedudukan bertentangan yang sesuai, Eros boleh mendekati Bumi dalam lingkungan 22 juta kilometer.[32] Semasa pertentangan 1900–1901, program di seluruh dunia telah dilancarkan untuk membuat pengukuran paralaks Eros untuk menentukan paralaks suria (atau jarak ke Matahari), dengan keputusan diterbitkan pada tahun 1910 oleh Arthur Hinks dari Cambridge[33] dan Charles D. Perrine dari Balai Cerap Lick, Universiti California.[34] Perrine menerbitkan laporan kemajuan pada tahun 1906[35] dan 1908.[36] Beliau mengambil 965 keping gambar dengan Pemantul Crossley dan memilih 525 keping gambar untuk pengukuran.[37] Program serupa kemudiannya dijalankan, semasa pendekatan yang lebih dekat, pada 1930–1931 oleh Harold Spencer Jones.[38] Nilai Unit Astronomi (kira-kira jarak Bumi-Matahari) yang diperolehi oleh program ini dianggap muktamad sehingga 1968, apabila radar dan kaedah paralaks dinamik mula menghasilkan ukuran yang lebih tepat.

Juga pantulan radar, baik di luar Venus (1958) dan luar asteroid, seperti Icarus, telah digunakan untuk penentuan paralaks suria. Hari ini, penggunaan pautan telemetri kapal angkasa telah menyelesaikan masalah lama ini. Nilai paralaks suria yang diterima pada masa ini ialah 7000879414300000000♠8.794143 arkasaat.[39]