hesaplamaya yarayacak yöntemi 1691 yılında bulmuştu; ancak astronomlar, bu yöntemi kullanmak için 1761 ve 1769 yıllarında gerçekleşecek diğer iki geçişi beklemek zorundaydılar.
Hem bu ölçümün öneminden hem de böyle bir fırsatın neredeyse 200 yılda bir gelmesinden dolayı 18. yüzyıl astronomları bu şansı kaçırmamak için muazzam mesafeler katettiler. Avrupa’daki gözlemevleri, 1761 ve 1769 yılında gerçekleşecek olan geçişleri gözlemlemek ve hava koşullarının işleri baltalamasını önlemek için, yerkürenin her bir yanına astronomlardan oluşan takımlar gönderdi. Eğer bir takımın gittiği yerde hava bulutluysa diğer takımın gittiği yerde açık bir hava olacaktı.
The Royal Society, 1769’daki geçişi Tahiti’de gözlemlemesi için Kaptan James Cook kumandasındaki HMS Endeavour gemisini görevlendirdi. Cook aynı zamanda İngiliz hükümeti tarafından mühürlenmiş emirler de taşıyordu. Bu emirler, geçiş gerçekleştikten sonra Cook’un ne yapacağıyla ilgiliydi ve keşfedilmemiş bir kıtanın söylentisi üzerine Pasifik’in araştırılmasını içeriyordu.
29 Nisan 1770 tarihinde Cook, Botany Körfezi’ne (günümüzde Sidney şehrinde) yanaştı ve burada Avustralya anakarasındaki ilk Avrupa kökenli yerleşim yerini kurdu.
Tahiti’den gözlemlenen Venüs geçişi sırasındaki ölçümler Dünya ve Güneş arasındaki mesafenin 93.726.900 mil (150.838.824 kilometre) olduğunu gösteriyordu. Bugün ise bu mesafenin 149.600.000 kilometre olduğunu biliyoruz; yani 18. yüzyıl astronomları kısıtlı teknolojilerine rağmen, doğru sayıya son derece yakın bir sonuç bulmuşlardı.
Astronomlar, gezegenlerin ne kadar ağır olduklarını da bilmek istiyorlardı. 18. yüzyılda Dünya’nın kütlesi bile bir gizemdi. Kuyrukluyıldızlar konusundaki onca başarısına rağmen Edmund Halley, Dünya’nın içinin boş olduğunu düşünmüştü. 1774 yılında bir diğer Kraliyet Astronomu Nevil Maskelyne, öyle olmadığını kanıtladı.
Newton’ın Principia’yı yayımlamasından beri, evrendeki her bir cismin bir diğerine karşı çekim kuvvetine maruz kaldığını biliyoruz. Cisim ne kadar yakınsa çekim kuvveti de o kadar fazlalaşıyor. Newton da bu etkiyi kullanarak Dünya’nın ağırlığını hesaplamayı düşündü. Büyük bir dağa yakın tutulan bir sarkaç hayal etti. Sarkacın ucundaki top üç kuvvete maruz kalıyordu: Dağa karşı bir çekim, Dünya’ya karşı bir çekim ve sarkaç topunu tutan ipin gerilimi. Sonuç, sarkaç topunun, dağın yönüne kısmen dikey bir hal alması çıkmıştı. Burada dağın ve Dünya’nın çekimi, ipteki gerilimin gücüyle uyuşuyordu. Eğer dağın kütlesini ve sarkaç topunun saptığı açıyı hesaplayabilseydiniz Dünya’nın kütlesini hesaplamak için Newton’ın denklemlerini kullanabilirdiniz.
Newton bu deneyi pratiğe dökmekten vazgeçti, çünkü sarkaç topunun sapmasını hesaplamanın çok zor olacağını düşündü. Ancak Maskelyne bu görevi devraldı. Simetrik ve konik şeklinden dolayı İskoçya’daki 1.083 metrelik Schiehallion tepesini seçti. Koninin hacmini hesaplamak görece kolaydır ve eğer dağı oluşturan taşın yoğunluğunu biliyorsanız kütlesini de hesaplayabilirsiniz. Maskelyne dağın her iki tarafına gözlem noktaları kurdu, kötü hava şartları yüzünden aksilikler yaşansa da nihayet yıldızları referans noktası alarak sarkacın sapma açısını ölçtü. Daha sonra topograf Charles Hutton, dağın hacmini bulma konusundaki çalışmalarına başladı. Sonucu daha kolay bulmak için dağı bölümlere ayırdı ve bunu yaparken izohips (eşyükselti) eğrilerini keşfetti.
Maskelyne’in takımı Dünya’nın yoğunluğunu, her santimetre küp için 4,5 gram ortalama yoğunluk olarak buldu (günümüz değeri 5,5g/cm3). Schiehallion dağının ortalama yoğunluğu 2,5g/cm3 olduğuna göre yeryüzünün altında dağdan çok daha ağır bir madde olmalıydı; gezegenimizin içi boş falan değildi. Bu noktaya kadar Güneş’in, Ay’ın ve diğer gezegenlerin yoğunlukları Dünya’nın yoğunluğunun katları olarak biliniyordu. Ancak eğer Dünya’nın ortalama yoğunluğu bilinirse astronomlar, Güneş sistemindeki diğer büyük cisimlerin hacimleri ve yoğunlukları hakkında da bir şeyler söyleyebilirlerdi. İskoçya’daki bir dağ, Güneş sistemindeki diğer gezegenleri daha iyi tanımak için adeta örnek bir terazi görevi gördü.
13 Mart 1781’de William Herschel, bir gecede Güneş sisteminin bilinen sınırlarını iki katına çıkardı. İngiltere’nin Bath şehrindeki evindeyken Güneş’e Satürn’den iki kat uzak olan yepyeni bir gezegen keşfetti. Diğer tüm gezegenler antik çağlardan beri bilindiğinden, gerçekten ilk defa yeni bir gezegen keşfedilmişti. Daha sonra ortaya çıktı ki Greenwich’teki kraliyet astronomları da dahil birçok astronom aslında Uranüs’ü görmüştü, ancak cisim tutulum çemberi üzerinde o kadar yavaş hareket ediyordu ki hep sabit yıldızlardan biri sanmışlardı. Başlangıçta Herschel de bir kuyrukluyıldız olduğunu düşündü, sonra ise gerçeği anladı.
Bu yeni buluşa evrensel bir isim verilmesi ise neredeyse yüz yılı buldu. İsim verme hakkına, kâşif olarak Herschel sahipti. O da kendisini astronom olarak işe alan Kral III. George’a ithafen “Georgium Sidus (George’un Yıldızı)” ismini seçti. Tahmin edebileceğiniz gibi bu isim diğer ülkeler için o kadar da uygun değildi. 1782’de Uranüs (Yunan gökyüzü tanrısı) uygun bir alternatif olarak sunuldu; çünkü Uranüs, Kronos’un (Satürn) babasıydı, Kronos da Zeus’un (Jüpiter) babasıydı. Gelgelelim bu ismin resmi olarak kullanılmaya başlaması 1850’leri buldu. Bu isim, gezegeni diğerlerinden bir nebze öne çıkarıyor. Çünkü diğer tüm gezegenler (Dünya hariç) Roma tanrılarının adını taşıyorken Uranüs adını bir Yunan tanrısından alan tek gezegen.
1800 yılında Herschel, belki de yeni bir gezegen bulmaktan çok daha önemli bir buluşa imza atmıştı: Yepyeni bir ışık türü bulmuştu.
Tıpkı bir asır önce Newton’ın yaptığı gibi o da prizmalarla deney yapıyordu. Renk ve sıcaklık arasında bir bağlantı olduğundan şüphelendi. Bu yüzden güneş ışığını bir prizmadan geçirdi ve ortaya çıkan ışık tayfındaki her bir rengin önüne bir termometre yerleştirdi. Renklerdeki en yüksek sıcaklığın, ışık tayfının sonunda bulunan kırmızı ışıkta olduğunu gördü. Ancak sonra muhteşem bir şey yaptı: Termometreyi kırmızı ışığın hemen yanına, yani görünürde hiç ışık bulunmayan bir yere taşıdı. Termometresi burada, ışık tayfının herhangi bir yerindekine kıyasla çok daha fazla sıcaklık gösteriyordu.
Herschel, ışık tayfının sonundaki kırmızının ötesinde, görünmeyen bir “ısıl ışın” olduğunu düşündü. Sonraki deneyleri gösterdi ki bu ışınlar, tıpkı sıradan ışık ışınları gibi davranıyordu. Onun bulduğu bu ışık türünü bizler, kızılötesi olarak biliyoruz. Kızılötesi ışın, sıcak cisimler tarafından yayılan görünmez ışığa deniyor; bu yüzden kızılötesi kameralar polis takiplerinde, savaş alanlarında ve arama kurtarma çalışmalarında canlı takibi yapmakta kullanılıyor.
Herschel’in keşfi, görebildiğimizin ötesindeki ışığın ilk belirtileriydi. Tıpkı insan kulağının duyamayacağı kadar yüksek veya düşük frekansta olan sesler gibi, insan gözünün göreme-yeceği kadar yüksek ve düşük frekansta olan ışıklar da vardı. Günümüz fizikçileri, tüm bu ışıkları içine alan ışık tayfını elektromanyetik tayf olarak adlandırıyorlar. Bu tayf, düşük frekanslı
