Avec ces définitions, en se limitant au cas des orbites circulaires et en faisant les approximations raisonnables suivantes : 
, et 
(transit non-rasant), on peut montrer que la durée du transit est égale à :
où 
, P étant la période orbitale.
Par ailleurs, 
, où 
En combinant l’expression de 
ci-dessus avec la 3eme loi de Kepler, et en se ramenant au cas du système solaire, on obtient 
expression dans laquelle la seconde parenthèse représente le rapport de la densité de l’étoile à celle du Soleil. Ainsi, vu depuis une autre étoile, le transit de la Terre devant le Soleil ne dure que 13 h une fois tous les ans, et celui de Jupiter ne dure que 30 h une fois tous les douze ans, ce qui illustre à nouveau la rareté du phénomène. Bien évidemment, la mesure de la période requiert l’observation d’au moins deux transits.
