在17世纪早期，开普勒花了大量时间分析布拉赫等人对行星的观测结果。根据这个分析，他确定了一个数学关系。
也就是说，行星的周期（绕太阳运行一圈所需的时间）的平方等于太阳和行星之间的距离的立方。也就是说，如果单位是年和天文单位——天文单位（AU）是太阳和地球之间的距离。根据这一关系，他总结出以下距离：
开普勒发现了太阳系中距离的几何关系，但他不知道尺度——他不知道天文单位实际有多远。
大约半个世纪后，卡西尼号利用视差的概念找到了解决这个问题的方法。
卡西尼号决定使用视差来确定到火星的距离。他有个朋友叫理查，同意和他同时观测火星，但理查要在法属圭亚那观测，而卡西尼要在巴黎观测。他们会在火星离地球最近的时候进行实验，基本上是把太阳、地球和火星放在一条直线上。他们观察到的是这样的：
虽然非常遥远的恒星看起来是静止的，但由于视差的原因，距离近得多的火星似乎在一个稍微不同的地方。
因为卡西尼号知道他和里奇之间的距离，也知道观测过程中涉及的角度，所以他可以用三角学来确定地球和火星之间的距离。
这个距离大约是7800万公里。开普勒告诉我们地球和火星的距离是0.52天文单位。
这意味着太阳和地球之间1.0 AU的距离大约是1.5亿公里。既然我们知道了距离，就可以求出质量了。地球的轨道略呈椭圆形，但我们可以简化它，把它想象成一个圆。对于圆形轨道，计算合适速度的方程是：
G是引力常数。M是太阳的质量。R是太阳中心到地球的距离。我们重新组织一下这个方程来解M。
卡文迪许为我们算出了G:
G = 6.67384 × 10-11 m3 kg-1 s-2
我们决定R为：
R = 1500亿米
所以我们需要得到v（轨道速度）来算出M。
圆的周长为：
因此，地球轨道的周长为：9.4245E+11米
一年有31557600秒（一个轨道），所以把这两个数除以平均速度是每秒29864.43米。
代入V R G，得到太阳的质量：2.005738 e + 30公斤
实际接受质量为1.989E+30 kg。我们落后0.841%——不错。如果我们花点时间使用椭圆方程和一些变量的更精确的值，我们会更接近。
