— Если бы плоскость орбиты одной из нижних планет (Меркурия и Венеры) совпадала с эклиптикой, то при каждом синодическом обороте (для Венеры 584 дня, для Меркурия 116 дней) планета пересекала бы линию, соединяющую центры Солнца и Земли и была бы видна нам как черный кружок, скользящий по диску Солнца. На самом деле, вследствие наклонности орбит, планета проходит то выше, то ниже Солнца, а П. через диск наблюдается только, если планета в это время находится около восходящего или нисходящего узла своей орбиты. Для разных мест Земли вследствие параллакса (см.) время П. несколько различно. В астрономических календарях даются для разных точек земной поверхности моменты двух внешних касаний (первого и четвертого) дисков Солнца и планеты и двух внутренних (второго и третьего), а также положение точек касаний на окружности солнечного диска (их позиционный угол). П. длится несколько часов (в случае центрального П. Венеры около восьми). В зависимости от отношения величины синодического оборота Венеры к земному году, П. около одного и того же узла повторяются, вообще говоря, через 243 года, но в течение нашего и будущего тысячелетий, вследствие благоприятного расположения орбит Венеры и Земли, каждое П. сопровождается еще через 8 лет другим. В промежутке между такими парами П. в одном узле, происходит пара П. в противоположном узле. Эпоха их отличается на шесть месяцев: мимо нисходящего узла Венеры Земля проходит около 5 июня, мимо восходящего около 8 декабря. Вследствие влияния эксцентриситета земной орбиты от П. в восходящем узле до П. в нисходящем узле протекает больше времени, чем наоборот. Таким образом, полный цикл в 243 года заключает 4 П., разделенные промежутками в 8, 121½, 8 и 105½ лет. Если бы линия узлов оставалась неподвижной, то П. случались бы неизменно в те же числа, но от совокупного влияния прецессии и возмущений других планет долготы узлов Венеры медленно увеличиваются и дни П. в среднем переступают по числам года вперед. Ближайшие к нам П. Венеры:

Хотя Венера по своей величине может быть видима на диске Солнца просто глазом, история астрономии не дает никаких точных указаний на подобные наблюдения ранее XVII столетия. П. 1631 года, предсказанное Кеплером, было невидимо в Европе. П. 1639 года, незамеченное Кеплером, вследствие неточности планетных таблиц, было предвычислено гениальным, безвременно погибшим Хорроксом и наблюдалось им и его другом Крабтри в Англии. Вслед за тем Галлей указал, какую важность представляют наблюдения П., произведенные с разных точек Земли, для определения расстояния от Земли до Солнца (см. Параллакс). Он же дал метод точно предвычислять П. Для наблюдения П. 1761 и 1769 годов были посланы многочисленные экспедиции. Оба П. были видимы в Сибири и частью в северной Европейской России: в 1761 г. Шапп наблюдал в Тобольске, академик Румовский в Селенгинске; в 1769 г. Румовский в Коле, Исленьев в Якутске, другие астрономы в Гурьеве, Оренбурге, Орске, Поное и т. д. Окончательная обработка всех наблюдений сделана Энке (1824). Точность наблюдений, состоявших в определении моментов контактов дисков Солнца и Венеры, оказалась гораздо ниже ожидаемой; главной причиной тому служила так называемая черная капля (капля Bailly) — темная полоска, соединяющая диск планеты, уже вступившей на Солнце, с темным пространством неба. Наблюдатели недоумевали, что считать за время действительного контакта — образование капли или разрыв ее. Объяснением явления капли служит иррадиация или, вернее, отсутствие ее в точке касания дисков и недостатки зрительных труб. Перед П. 1874 г. приняты были все меры, чтобы избежать подобных затруднений, так например астрономы практиковались в наблюдения искусственных П. Кроме наблюдений контактов измерялись непрерывно положения Венеры на диске Солнца гелиометрами и с помощью фотографирования. Снаряжены были различными государствами 62 экспедиции, из них 26 русских, расположенных от Египта и границы Персии по Южной Сибири до Тихого океана. Результаты опять получились хуже ожидаемых, и к П. 1882 г. готовились уже с меньшим энтузиазмом. Многие наблюдатели заметили, что планета, отчасти вследствие освещения Солнцем ее атмосферы, отчасти вследствие яркости хромосферы и нижних частей короны Солнца, может быть видима даже вне диска Солнца. Это обстоятельство тоже очень вредит точности наблюдения контактов.

П. Меркурия случаются гораздо чаще, притом в менее характерные промежутки времени. Вследствие большого (в противоположность Венере) эксцентриситета орбиты Меркурия, ноябрьские его П., в восходящем узле, близ которого расположен перигелий планеты, т. е., когда планета значительно ближе к Солнцу, происходят вдвое чаще, чем майские — в нисходящем узле. По причине малости параллакса Меркурия его П. не имеют того же значения, как П. Венеры. Они важны только для изучения орбиты планеты. Леверрье из разбора наблюдений П. Меркурия вывел до сих пор необъясненное теорией вековое движение его перигелия (см. Перигелий). Первое наблюдение П. Меркурия сделано Гассенди 7 ноября 1631 г. на основании предвычисления Кеплера. Последние три П. были 7 ноября 1881 г., 9 мая 1891 г. и 10 ноября 1894 г. Следующее будет 4 ноября 1901 г.

Много раз (обыкновенно случайными наблюдателями, не специалистами) замечены были темные пятнышки на диске Солнца, по разным признакам похожие не на солнечные пятна в узком смысле, а на Меркурий или Венеру при их П. Эти явления пытались объяснить существованием особой интрамеркуриальной планеты, уже заранее названной Вулканом. Леверрье указал на неувязку в движении перигелия Меркурия, как на теоретическое подтверждение этой гипотезы (см. Перигелий, Солнечная система, Вулкан). Но, безусловно, все подобные наблюдения или сомнительны (из них самое известное — доктора Лескарбо 26 марта 1859 г. в Оржере, Франция), или должны быть отнесены к простым солнечным пятнам.