這是1999年TRACE衛星觀測沒有大氣時的水星凌日，它記錄了「黑滴」的現象。

英國天文學家霍羅克斯（Jeremiah Horrocks）則發現，另一次金星凌日會發生在1639年12月4日（霍羅克斯寫下的日期是11月24日，因為英國直到1752年才采行貴格利歷）。他在位于利物浦附近馬奇霍的家中架設了一支小望遠鏡；藉著把望遠鏡里的光線投射到紙上，他便能夠看到放大的太陽影像。他一直到中午都沒看到什麼不尋常的東西，只好不情願地離開，大概是去了教堂。等到他下午3點多回來的時候，他發現金星已經在太陽盤面上了！雖然霍羅克斯在日落之前只觀察到凌日初期的30分鐘左右，他估計金星視直徑約為1角分，即賈山迪所量測的水星視直徑的三倍。在馬奇霍東南方40公里的曼徹斯特，霍羅克斯的朋友克萊布崔（William Crabtree）用一支類似的望遠鏡，在日落前看到了金星凌日。就我們所知，目睹這次事件的，僅有霍羅克斯和克萊布崔兩個人。 1761和1769年的金星凌日，則是嚴肅得多的科學所觀測的目標。這時，英國皇家天文學家哈雷（Edmond Halley，最為人所知的是以他為名的彗星）已經設計出一套詳細的方法，利用金星凌日來計算地球到太陽之間的距離（現在稱為「天文單位」）。如果科學家能夠由地球表面兩個以上、緯度差距甚遠的地點觀察凌日過程，那麼每個觀察者會看到金星以稍微不同的路徑橫過太陽。因為每條路徑都是一條弦（連接太陽盤面邊緣兩點的直線），天文學家便能比較凌日持續的時間，而計算路徑間的角差。這個角差稱為金星視差，可以做為地球和金星距離的指標，因為兩個數值互成反比。想了解這個原理，你可以試著把一只手指放在面前，然後輪流用左右眼看它。手指離你愈近，當你輪流用左右眼看時，相對的位移就愈明顯。

水星雖然每百年會發生13~14次的凌日，但卻不適用于哈雷的視差法或後來天文學家的其它改良方法。因為水星離地球太遠，角差太小而無法準確測量。即使是距離近得多的金星，這個測量也不容易；必須要知道觀測站確實的地理位置，且要能準確測定凌日時金星和太陽發生四次接觸的時間（第一和第二次接觸發生在初切，即金星的盤面由外然後再內接觸到太陽盤面；第三和第四次接觸發生于終切）。但這些觀測潛在的報酬是很可觀的。天文學家已經由克卜勒的行星運動定律知道所有行星和太陽的相對距離，所以他們能夠由金星視差計算出太陽視差，讓科學家得以估計地球與太陽的距離，以及整個太陽系的尺度。

不幸的是，1761年凌日得到的觀測結果並不如預期的好︰測量到的太陽視差範圍是8.3~10.6角秒。1769年的觀測結果範圍則縮小許多，在8.43~8.8角秒間，這使得天文單位的估計值約在1.50~1.56億公里之間。1769年的觀測者之一是當時美洲殖民地最杰出的科學家李滕豪斯（David Rittenhouse），他由望遠鏡看出去之後興奮得昏厥。英國探險家庫克船長（James Cook）在奮進號的首趟旅程，主要目的就是在探索南太平洋的同時觀察金星凌日。庫克和他的船員成功進行了觀察，地點就在大溪地一個今日仍叫做金星岬的地方和附近兩處地點。但是庫克回報了一個令其它觀測者也困擾不已的麻煩問題︰判定金星和太陽接觸的確切時間相當困難，因為兩者的邊緣似乎有好幾秒鐘是相連的。這個現象後來被稱為「黑滴效應」，庫克猜測是由「金星周圍的大氣或塵埃雲」造成的。

1824年德國天文學家恩克（Johann Franz Encke）分析了18世紀兩次凌日的結果，他的結論是太陽視差為8.58角秒，對應的太陽平均距離是1.53億公里。但是30年後，丹麥天文學家韓森（Peter Andreas Hansen）提出辯駁，根據太陽重力對月球運行的擾動，太陽應當要比上述的估計值近得多。此一說法于1862年又進一步得到支持，當時量測的火星視差（由比較相距甚遠的兩觀察點所看到的火星位置得出）推算的天文單位約在1.46~1.49億公里間。因此到了19世紀金星凌日前夕，地球和太陽的距離仍是個極不確定的數值。英國皇家天文學家艾瑞（George B. Airy）在19世紀中葉說，測定太陽視差乃「天文學中最崇高的問題」。19世紀一位天文史學家克勒克（Agnes Mary Clerke）寫道，太陽視差是「丈量宇宙的標準……天文學里至為重要的基礎數值，是空間的單位，其估計值若有任何誤差，就會在行星和恆星系統里以數千種不同方式加乘、重復。」

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