太阳视差是天文常数之一﹐ 确切的名称应该是太阳赤道地平视差。它可以定义为﹕ 式中是地球赤道半径﹐A 是地月系质心到太阳的平均距离﹐即天文单位。 在
雷达天文学问世以前﹐地月系质心到太阳的距离是通过测定太阳视差 来推算的。由于天文单位是量度太阳系内天体之间距离的基本单位﹐又是测定恒星三角视差的基线﹐几个世纪以来﹐测定太阳视差就一直是
天体测量学中的重要问题。
测定太阳视差 的方法主要是观测太阳系的行星。当行星(或小行星)最接近地球的时候﹐先测定行星的周日赤道地平视差﹐从而确定行星对地球的距离﹐然后再根据天体力学的理论所求得的行星对地球的距离与
日地平均距离之比﹐推求出太阳视差值。为此﹐天文学家曾在
金星凌日﹑火星冲﹑小行星冲等(见
行星视运动)天象发生时的有利时刻进行有计画的观测﹐其中特别著名的工作是1930～1931年在爱神星冲时的全球性联合观测﹐全世界有23个天文台(包括中国上海天文台的佘山观测站)参加观测。根据这次观测﹐琼斯得到I(^0=8790。现代最精确的观测采用
雷达天文方法﹐先测定一个天文单位距离的光行时A﹐在光速c 已知的情况下﹐求得A ﹐再从A 导出 。在纽康的
天文常数系统中太阳视差取880﹐此数值从1896年起沿用到1967年。在1964年
国际天文学联合会天文常数系统中﹐太阳视差作为导出常数﹐ =arcsin（a e/A ）=879405﹐这个数值从1968年开始﹐一直要用到1983年。在1976年国际天文学联合会天文常数系统中﹐太阳视差仍属于导出常数﹐取为8794148﹐它将从1984年起统一采用。后两个参数都是根据行星雷达测距确定A以后﹐通过A 值推算出来的。
从
开普勒第三定律可以求出行星距离的相对数值，事实上这条定律描绘了太阳系按“比例尺的模型”。如果以太阳到地球的平均距离（叫做天文单位）为单位来表示某颗行星到太阳的平均距离，那么开普勒第三定律就可以写成：
其中a为行星到太阳的平均距离，T为行星的公转周期，以年为单位。这就是说，只要知道了行星的公转周期，就可以算出它距离太阳几个天文单位。由此可见，天文单位是度量太阳系大小的尺子。因此测定地球到太阳的距离是极为重要的。
地球到太阳的距离通常是用太阳的地心视差来表示。所谓地心视差指的是地球半径对天体的张角。知道了这个角，又知道了地球半径的长度，地球到这个天体的距离就很容易求得了，因为这只是解直角三角形的问题。但困难在于太阳距离地球很远，直接测定它的地心视差，误差很大。于是天文学家转而去求行星的视差，因为根据
开普勒第三定律，可以从行星的视差归算出太阳的视差。
首先这样做的是巴黎天文台的
卡西尼。1672年他在巴黎观测火星在恒星间的位置，而另一位天文学家里奇（公元1630～1696年）则在法属圭亚那的卡宾城同时进行这一观测。所有恒星相对于火星来说，却远得仿佛固定在天穹上，所以卡西尼将自己的测量与里奇的那些测量综合起来，得到火星的地心视差为25秒，由此推算出太阳的地心视差为9”5，这是有史以来第一次比较接近实际情况的测量结果，影响很大，因为它推翻了当时对太阳系大小的观念。哥白尼、第谷和开普勒都以为太阳的视差为3’或180”，视差降为9”5，于是太阳的距离扩大了20倍，随之太阳系里一切天体的距离和体积都扩大了。
继卡西尼之后，1704年马拉底由观测火星求得太阳的视差10”左右，1719年布拉得雷求得太阳视差为10”左右，1715年拉卡伊得到了10”2这个数据。这些结果都不如卡西尼测得的9”5精确。
哈雷早就提出利用金星凌日来测得太阳视差的办法。为了观测1761年和1769年的金星凌日，天文学家们事先做了充分准备，他们组织了不少远征队到世界各地去，希望在最好的条件下观测。可惜，复杂的因素影响了观测的精度。1761年金星凌日时，各观测队求得的太阳视差之值差异很大，小到7”5，大到10”5。但是天文学家们奋斗不止，遂使1769年的观测大有进步。
这次观测之后发表论文200余篇，其中多数结果都是在8”5～8”8之间，法国天文学家潘格雷（公元1711～1796年）综合分析了全部资料，于1775年公布了最后结果，太阳视差为8”8。这一结果并没有立刻被人们承认，但最后终于为大家所公认，直到1967年国际天文界都采用这个数据。