mały|Zdjęcie tarczy Słońca i tranzytującej Wenus, 6 grudnia 1882 roku mały|Wizualizacja przedstawiająca trajektorie Wenus i Ziemi, które doprowadziły do zjawiska tranzytu Wenus na tle Słońca, które miało miejsce 5 czerwca 2012 roku Przejście Wenus na tle tarczy Słońca lub tranzyt Wenus – zjawisko astronomiczne polegające na tym, że planeta Wenus znajduje się pomiędzy Ziemią a Słońcem i jest widoczna na tle tarczy słonecznej. Zjawisko jest w swej istocie podobne do zaćmienia Słońca, z tym że ze względu na dużo mniejsze obserwowane z Ziemi rozmiary kątowe planety w porównaniu z rozmiarami Księżyca, zasłonięta jest tylko niewielka część tarczy słonecznej.
Warunki zajścia zjawiska thumb|300px|Względne nachylenie orbit Wenus i Ziemi Aby zaszło zjawisko przejścia, muszą być spełnione jednocześnie dwa warunki: Wenus musi się znajdować w koniunkcji dolnej ze Słońcem, czyli w rzucie na płaszczyznę ekliptyki, musi znajdować się pomiędzy Ziemią a Słońcem. Wenus musi znajdować się w pobliżu węzła swojej orbity, czyli blisko płaszczyzny ekliptyki. Koniunkcja dolna Wenus ze Słońcem zachodzi średnio co 584 dni (niemal dokładnie 5 razy na 8 lat). Płaszczyzna orbity Wenus jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem około 3,4°. Efekt perspektywy powoduje jednak, że odległość kątowa planety od Słońca w dolnej koniunkcji może osiągać wartość przekraczającą 9°, czyli kilkanaście razy więcej niż rozmiar kątowy tarczy Słońca (około 0,5°). Dlatego większość koniunkcji zachodzi bez zjawiska przejścia.
243 okresy obiegu Ziemi wokół Słońca (lata syderyczne) w dobrym przybliżeniu (z dokładnością do około pół dnia) równe są 395 obiegom Wenus dookoła Słońca, czyli co 243 lata obie planety znajdują się w mniej więcej tych samych pozycjach na swych orbitach. Jest to więc zarazem podstawowy okres zachodzenia zjawisk przejścia. Obecnie w trakcie takiego okresu następują cztery tranzyty – w odstępach kolejno: 121,5, 8, 105,5, 8 lat. Trzy ostatnie przejścia nastąpiły 6 grudnia 1882, 8 czerwca 2004, 6 czerwca 2012 a następne spodziewane jest 10 grudnia 2117. Wspomniana współmierność okresów obiegu nie jest jednak doskonała, dlatego wzorzec odstępów pomiędzy zjawiskami w ramach 243-letniego cyklu zmienia się. Na przykład przed rokiem 1518 w jednym cyklu występowały trzy przejścia, w odstępach 8, 113,5 i 121,5 roku, po roku 2846 zaś cykl zmieni się na 105,5, 129,5 i 8 lat.
Ziemia przecina linię węzłów orbity Wenus dwukrotnie w ciągu roku: około 7 czerwca i około 9 grudnia. Dlatego wszystkie przejścia występują w okolicach jednej z tych dwóch dat. Zjawiska precesji osi ziemskiej i precesji orbity Wenus powodują, że daty te powoli przesuwają się, w tempie około 9 dni na tysiąclecie.
Przebieg thumb|250px|Wenus na tle tarczy Słońca podczas przejścia w 2004 roku, krótko po drugim kontakcie. Samo przejście trwa zwykle od 5 do 8 godzin (wyjątkiem są krótsze przejścia brzegowe, gdy Wenus „zawadza” jedynie o brzeg tarczy Słońca). Maksymalny rozmiar kątowy tarczy Wenus podczas dolnej koniunkcji wynosi około 66 sekund kątowych. Średnica obserwowanej z Ziemi tarczy Słońca waha się od 31,5 do 32,5 minut kątowych. Tarcza planety jest więc około 30 razy mniejsza od słonecznej i jest widoczna na tle Słońca jako niewielka, okrągła plamka. Obserwacja jest łatwa, wymaga takich samych środków ostrożności jak obserwacje częściowych zaćmień Słońca, tj. silnie przyciemnionego szkła. Alternatywnie zjawisko można obserwować, rzutując obraz z lunety na ekran.
Podobnie jak w wypadku zaćmień, możemy w przebiegu zjawiska wyróżnić fazę częściową, gdy tarcza Wenus przecina brzeg tarczy słonecznej i całkowitą, gdy cała planeta jest widoczna na tle Słońca. Momenty rozpoczęcia i zakończenia faz przejścia nazywamy kontaktami. I tak: pierwszy kontakt jest to moment rozpoczęcia zjawiska, gdy tarcza Wenus dotyka brzegu tarczy Słońca, drugi kontakt to moment rozpoczęcia fazy całkowitej, gdy tarcze stykają się wewnętrznie, trzeci kontakt to moment zakończenia fazy całkowitej, czwarty kontakt jest to moment zakończenia zjawiska, gdy tarcze przestają się stykać. Ze względu na efekt paralaksy dokładny czas kontaktów jest zależny od miejsca na Ziemi, z którego prowadzona jest obserwacja. Fakt ten można wykorzystać do pomiaru odległości Wenus od Ziemi (patrz poniżej).
W przypadku przejść brzegowych możliwy jest zupełny brak fazy całkowitej, jednak ze względu na znaczną dysproporcję rozmiarów tarcz, zdarza się to stosunkowo rzadko. Najbliższy taki przypadek spodziewany jest w roku 2854. Efekt paralaksy powoduje, że to samo zjawisko może być w niektórych obszarach globu widziane jako całkowite, a w innych tylko jako częściowe.
Znaczenie historyczne Zjawiska przejść wywołują generalne zainteresowanie ze względu na swoją rzadkość. Jednak niezależnie od tego astronomowie w różnych epokach byli zainteresowani ich obserwacją ze względu na możliwość dowiedzenia się z nich czegoś na temat ruchów planet i budowy Układu Słonecznego.
Fakt, że planety dolne mogą się w swej wędrówce znaleźć na tle tarczy Słońca podczas dolnej koniunkcji, jak również za nią podczas koniunkcji górnej jest dobitnym dowodem na to, że obiegają one Słońce, czyli stanowi argument za kopernikańskim systemem heliocentrycznym. Dla XVII-wiecznej astronomii były one ponadto okazją do precyzyjnego pomiaru położenia planety, a także do sprawdzenia poprawności przewidywań jej ruchu.
Ważnym problemem astronomii obserwacyjnej od czasu upowszechnienia się modelu heliocentrycznego było określenie rozmiarów Układu Słonecznego, czyli odległości planet (w tym i Ziemi) od Słońca. Już w początkach XVII wieku astronomowie potrafili z dobrą dokładnością określić względne odległości planet od Słońca, a także – z pomiaru kątowych średnic tarcz – ich względne rozmiary. Potrzebowali jednak jakiegoś pomiaru jednej bezwzględnej odległości, który pozwoliłby im wyznaczyć te wszystkie odległości i rozmiary w bezwzględnych jednostkach długości. Jedyną dostępną im metodą była metoda paralaksy geocentrycznej. Wymaga ona, by dwaj obserwatorzy w różnych (najlepiej odległych od siebie) punktach na Ziemi zmierzyli jednocześnie kąt, pod jakim widzą planetę na tle odległych gwiazd. Znając różnicę kątów i odległość pomiędzy obserwatorami można metodą analogiczną do triangulacji znaleźć odległość planety. Problemem jest w tym wypadku dostatecznie dokładny pomiar kątów, gdyż z powodu dużych odległości pomiędzy Ziemią a innymi planetami, różnice kątów są bardzo małe, rzędu sekund kątowych.
thumb|325px|Zasada wykorzystania przejścia Wenus do pomiaru paralaksy planety W roku 1663 James Gregory zaproponował, link do tłumaczenia angielskiego, zaś Edmond Halley rozwinął i spopularyzował wykorzystanie zjawiska przejścia Wenus do dużo dokładniejszego wyznaczenia kąta paralaksy. Idea metody Halleya polega na tym, że pomiary kątów zastąpione zostają pomiarami czasu (pomiędzy momentami kontaktu), które w zasadzie mogą być dużo dokładniejsze, niż pomiary kątów. Jeżeli dwaj obserwatorzy z różnych miejsc na Ziemi dokładnie zmierzą czas trwania zjawiska, to z porównania ich pomiarów można wyliczyć paralaksę planety. Halley oszacował, że jeżeli odpowiednio rozmieszczeni obserwatorzy będą w stanie osiągnąć dokładność jednej sekundy przy pomiarach czasu, to możliwe będzie wyznaczenie odległości Ziemi od Słońca z dokładnością jednej części na 500 (0,2%). W wieku XVIII i XIX pomiary prowadzone tą metodą należały do najdokładniejszych metod wyznaczania rozmiarów Układu SłonecznegoD.W. Hughes, Six stages in the history of the astronomical unit, Journal of Astronomical History and Heritage, Vol. 4, No. 1, p. 15-28 (2001)Alan Cooper Measuring the Solar System.
Metoda Halleya wymaga, by każdy z obserwatorów zmierzył czas zjawiska od drugiego do trzeciego kontaktu. Oznacza to, że każdy z obserwatorów musi znajdować się w takim punkcie, z którego może obserwować całe przejście. Aby można było wykorzystać także pomiary wykonane przez obserwatorów widzących tylko część tranzytu, francuski astronom Joseph-Nicolas Delisle opracował metodę alternatywną, pozwalającą obliczyć paralaksę na podstawie pomiarów czasu tylko jednego kontaktu (drugiego lub trzeciego) przez dwóch obserwatorów. Metoda Delislego była mniej dokładna i wymagała dokładnej znajomości długości geograficznej miejsc obserwacji, a także by zegary obydwu obserwatorów były dobrze zsynchronizowane, co w XVIII wieku było trudnym zadaniem. Pozwalała jednak na wykorzystanie obserwacji, które z punktu widzenia metody Halleya byłyby bezużyteczne.
Historia obserwacji Starożytność i średniowiecze Wenus jest trzecim, po Słońcu i Księżycu, najjaśniejszym obiektem regularnie widocznym na niebie. Dlatego każda praktycznie z prowadzących obserwacje astronomiczne starożytnych cywilizacji: babilońska, egipska, grecka czy chińska obserwowały i notowały ruchy planety. Nie ma jednak żadnych dowodów, by któraś z nich zaobserwowała kiedykolwiek zjawisko tranzytu. Rzadkość zjawiska powoduje bowiem, że przypadkowa obserwacja jest praktycznie wykluczona, zaś przewidzieć je można tylko wiedząc, że Wenus krąży wokół Słońca i znając jej orbitę dokładniej, niż było to osiągalne dla starożytnych astronomów.
Wenus odgrywała ważną rolę w kulturze Majów na kontynencie amerykańskim. Kodeks drezdeński, jeden z nielicznych zachowanych zabytków piśmienniczych tej cywilizacji, zawiera m.in. tablice pozwalające z dużą precyzją przewidywać widoczność planety na niebie na kilkaset lat naprzódBohumil Böhm, Vladimir Böhm, THE DRESDEN CODEX – the book of Mayan astronomy (dostęp 25 lipca 2008) (polskie tłum. Pan raczy żartować panie Feynman!, Znak, Kraków 1996). Jednak także i w tym wypadku brak jest jednoznacznych dowodów, by Majowie kiedykolwiek obserwowali przejście, lub chociażby tylko zdawali sobie sprawę z możliwości zajścia takiego zjawiskaNiedawno pojawiła się hipoteza, że Majowie mogli obserwować co najmniej jedno przejście w XII lub XIII wieku i uwiecznić je na freskach w Mayapán. Patrz: .
XVII wiek W roku 1627 Jan Kepler wydał „Tablice rudolfińskie” (Tabulae Rudolfinae), tablice ruchów planet i reguły obliczania ich położeń na niebie, przewyższające dokładnością kilkadziesiąt razy wcześniej używaneJarosław Włodarczyk, Księga, która uczyniła Keplera sławnym, 27 grudnia 2001 (dostęp 25 lipca 2008). Na podstawie tych tablic Kepler, wraz ze swym zięciem Jacobem Bartschem przepowiedzieli zjawiska przejścia Merkurego przed tarczą Słońca 7 listopada 1631 i przejścia Wenus 6 grudnia 1631Jan Kepler, Jacob Bartsch, De raris mirisque anni 1631 Phaenomenis. w Kepler, Johannes (1571-1630). Opera omnia tom 7, red. Christian Frisch, Frankfurt am Main: Heyder et Zimmer 1868 link .
Próby obserwacji tych zjawisk podjął francuski astronom, Pierre Gassendi. Jego obserwacja przepowiedzianego przez Keplera przejścia Merkurego stała się spektakularnym potwierdzeniem dokładności tablic rudolfińskich i, pośrednio, modelu heliocentrycznego i praw Keplera, na których były one oparte. Gassendi nie zobaczył jednak przejścia Wenus, zjawisko zaszło bowiem wczesnym rankiem 7 grudnia i nie było w ogóle widoczne w Zachodniej EuropieHM Nautical Almanac Office, 1631 Transit of Venus, (dostęp 25 lipca 2008).
thumb|250px|Tarcza Słońca z naniesionymi obserwacjami Wenus (tranzyt z 1639 r.), rysunek z pracy Horrocksa Venus in sole visa