Au XVIème siècle, l’astronomie passa d’un travail théologique à une science moderne. L’avancée la plus significative fut la publication posthume de « De revolutionibus orbium coelestium Commentariolus » par Copernic vers 1543. Ce livre énonce les principes héliocentriques dans lesquels, la Terre et les astres errants (les planètes découvertes à l’époque : Mercure, Venus, Mars, Jupiter et Saturne) tournent autour du Soleil suivant des orbites circulaires en opposition au système géocentrique ptoléméen enseigné à l’époque. Ce système fut d’abord bien accueilli par les autorités religieuses qui contrôlaient le savoir à l’époque. Elles voyaient dans cette simplicité la preuve de la perfection divine de la Création. Les recherches se poursuivent avec notamment Tycho Brahe qui fait de nombreuses mesures des positions de astres errants et révèle que leur rotation n’est pas parfaitement circulaire. Kepler, qui a commencé comme assistant de Tycho Brahe, résout ce problème en énonçant les deux premières lois qui portent son nom dans Astronomia nova (1609). La première décrit que les orbites sont elliptiques et non circulaires.
Entre temps, la situation théologique avait radicalement changé. Avec le philosophe Giordano Bruno qui reprend le principe héliocentrique pour théoriser un univers infini et composé d’un grand nombre d’astres. En retirant à la Terre puis au Soleil le rôle de centre de l’univers, cette théorie déplait à l’Eglise car elle fait perdre à l’Humanité sa place centrale de la Création divine. Les thèses géocentriques furent donc réprimées et Giordano Bruno exécuté en 1600.
C’est à ce moment que Vénus revient dans l’histoire, par l’intermédiaire de Galilée. Galilée reprit le principe de la longue vue pour la perfectionner et l’utiliser pour l’observation céleste. En 1610, il observa Vénus et y découvrit qu’elle apparaissait comme la Lune sous forme de croissant. Ces phases correspondent parfaitement à un mouvement d’un astre en rotation autour du Soleil, ce qui renforce les thèses héliocentriques. Alors que la répression continue, les preuves s’accumulent et les mesures deviennent plus précises. Grace à ces nouvelles données et au principe géométrique qu’il a lui-même posé, Kepler parvient en 1627 à prédire des transits de Vénus. Les transits ne provoquent pas de diminution visible de la luminosité du soleil et demande donc une observation directe pour être découverts. De plus, ils ne se produisent que pendant quelques heures qu’une à deux fois par siècle ce qui est trop court pour être observé par hasard. Ainsi on a ignoré jusqu’à l’existence de ce phénomène jusqu’aux analyses théoriques de Kepler. Il prédit un premier transit en 1631 mais à cause de l’imprécision de ces mesures, il ne put déterminer qu’il ne serait pas visible depuis l’Europe et ne fut pas observé. Pour la conjonction de 1636, Kepler prédit que Vénus raterait de peu le Soleil. Malgré cela, le duo britannique Horrocks et Crabtree utilisaient chacun un système de projection de l’image solaire et ils purent observer pour la première fois avec certitude un transit. En plus d’affiner les mesures de Vénus, cette observation permit donc d’estimer la distance Terre-Soleil à 95,6 millions de km (contre 149,6 en réalité) grâce à la méthode des parallaxes solaires.
Le prochain transit était prévu par Kepler en 1761 et confirmé par les calculs ultérieurs ainsi qu’un second en 1769. Entre ces deux transits, l’astronomie changea complètement de visage passant de quelques pionniers géniaux à des sociétés savantes structurées. Même si la géométrie d’orbite est connue depuis Kepler, les travaux de Newton et Halley permirent d’en comprendre qu’ils sont régi par la gravité dont l’action dépend du carré de la distance. Les doubles transits de 1761 et 1769 furent donc l’occasion de mesurer la parallaxe solaire et en déduire la distance Soleil-Terre et l’observatoire de Paris dirigea l’effort mondial d’observation. Malgré la guerre de 7 ans qui déchirait le monde, des laissez-passer furent attribuer aux astronomes par tous les belligérants, préfigurant les futures coopérations internationales. Ces accords permettent d’organiser des expéditions allant de l’Oural jusqu’aux iles isolées de l’océan indien. Elles rencontraient d’innombrables difficultés. A cela se rajoutent les astronomes locaux dans de nombreux pays et dans les colonies d’Amérique ainsi qu’à Tahiti par l’expédition Cook. Afin de coordonner tous ces travaux, l’Académie des sciences de Paris diffuse des notes demandant à chaque participant de se synchroniser en observant des événements lointains comme les levés des Lunes joviennes. Cela permet de déterminer avec précision la longitude du site d’observation. Ils doivent ensuite déterminer avec précision le moment où Vénus commence à apparaître dans le disque solaire, celui où il s’y trouvait totalement et faire même pour la sortie du disque s’ils le peuvent.
Mais les choses ne se passent pas comme prévu : lorsque Vénus d’approche du Soleil, un croissant de lumière apparaît autour de la planète et finit par former un cercle autour d’un point noir sur le contour du Soleil. En pénétrant plus profondément dans le disque solaire, le point noir se déforme et crée une goutte dont la queue reste en contact avec le pourtour du Soleil et empêche de déterminer précisément le moment où Vénus pénètre complètement le disque solaire. Les mesures du transit de 1761 furent envoyées à l’observatoire de Paris qui en profita pour préparer le transit de 1769. Des astronomes amateurs, attirés par l’émulation de ce premier transit, ont décidé de se joindre au programme d’observation du deuxième. De plus, des expéditions furent envoyées et certaines, déjà en place, se sont installées pour 8 ans affinant leurs mesures de latitude et étudiant leur environnement pour les autres branches de la science.
On peut citer l’histoire de Guillaume Le Gentil qui partit observer, pour une expédition de plusieurs mois le transit de 1761 depuis Pondichéry (en Inde), arriva trop tard. Il décida d’explorer l’océan indien en attendant celui de 1769 qu’il rata à cause des nuages. Quand il revient en France fou de rage après 11 ans de voyage infructueux (pour l’objectif principal) il apprit que ces biens lui avaient été retirés après qu’il ait été déclaré mort faute de nouvelles. Malgré d’innombrables observations ratées et le phénomène de goutte noire qui empêchèrent une mesure précise, Jérôme Lalande parvint en 1771 à synthétiser suffisamment de données pour estimer la valeur de l’unité astronomique (distance Terre-Soleil moyenne) de 153 millions de km.
Le siècle qui sépare les doubles transit de 1761/1768 et se de 1874/1882 est marqué par de grand progrès tant technologique et dans les connaissances. Un grand nombre d’expédition sont envoyer dans des conditions bien moins hasardeuse qu’au siècle précédent. Les instruments sont bien plus précis mais l’avancé la plus emblématique est la photographie. Les résultats ne sont plus interprétés par un observateur puis dessiné en fonction de ces souvenirs de l’instant. Désormais, il est possible de prendre des photos qui fixe à jamais l’observation, et permet à une multitude de chercheur de la revoir a de nombreuse reprise. Jules Janssen va même jusqu’à inventer un « revolver photographique » qui permet de prendre une série d’image de l’entré de Vénus dans le disque solaire. Cette invention permet de faire la premières séquences vidéo de l’histoire et inspire les précurseurs du cinéma comme jules Marey, Thomas Edison et les frères lumière. Sur le plan scientifique, les observations des transits de 1874 et 1882 permirent d’établir une unité astronomique à 149,9 millions de km c’est-à-dire seulement 300 000 km d’erreur.
Les deux derniers transits en 2004 et 2012 ne servit bien évidement plus à déterminer l’unité astronomique déterminée avec des nouvelles méthodes. Ils ont surtout été utilisés pour faire des observations atmosphériques infaisables depuis une sonde mais surtout ils ont permis de développer une nouvelle méthode de détection des exoplanètes. En effet, avec l’augmentation de la précision, les instruments de mesure ont permis à l’astronomie de se concentrer sur la recherche de planète en dehors du système solaire. La première méthode consistant à étudier le mouvement de l’étoile (avec son décalage vers le rouge) permet de déduire uniquement la présence de planètes extrêmement massives comme Jupiter. Le transit de 2004 permet d’analyser avec précision ce qu’on peut observer du passage d’une planète de taille terrestre devant le soleil et de généraliser ces observations pour déduire la présence d’une planète lorsque elle passe devant son étoile. Aujourd’hui, la technique des transits planètaire a permis de détecter la majorité des exoplanètes actuellement connues et toutes celles de faible taille.
Pour eu revenir aux transits de 1761 et 1769, les perturbations visuelles ont beau avoir réduit la précision des mesures, elles furet tout de même riches d’enseignement. Mikhail Lomonossov déduisit que la planète a une atmosphère grâce à la présence d’un arc (qui porte aujourd’hui son nom) autour de Vénus au moment de son entrée dans le disque solaire. Le phénomène de goutte noire qui avait tant perturbé les mesures fut aussi attribué à cette atmosphère mais les analyses postérieures ont prouvé que cela venait de perturbations atmosphériques terrestres et de la diffraction sur les lentilles des lunettes. L’étude de cette atmosphère et de cette planète se poursuit bien heureusement pendant les années qui séparent les doubles transits. L’accroissement des performances des lunettes permit de faire des observations directes en dehors des transits et de recueillir des indices supplémentaires comme la forme biseautée des croissants et le halo lumineux l’entourant pendant les conjonctions. Certains observateurs ont aussi cru voir des montagnes ou des éléments de terrain et ont tenté d’en déduire la durée des jours. Des estimations ont donné 24h, mais il fut finalement conclu qu’une couche nuageuse recouvre l’intégralité de la surface et que les reliefs sont en réalité des évolutions permanentes des nuages.