Венера е втората по ред планета от Слънчевата система и носи името на богинята Венера от римската митология. Тя е земеподобна планета, много близка по големина и общи качества до Земята; понякога е наричана „Планетата сестра на Земята“. От всички планети в Слънчевата система Венера има най-малък орбитален ексцентрицитет, равен на 0,7% (нейната орбита е почти идеално кръгла). Тя прави една обиколка около Слънцето за 224,7 земни дни.
Понеже е по-близко до Слънцето спрямо Земята, тя винаги се наблюдава близко до него (най-голямата ѝ елонгация е 47,8°). На Земята тя може да се наблюдава само непосредствено преди изгрев и след залез. Обикновено тогава тя е най-яркото небесно тяло след Луната и Слънцето и затова понякога е смятана за звезда и е наричана Зорница, Денница (Деница) и Вечерница.
Венера е била известна на древните вавилонци (около 1600 г. пр.н.е.) и вероятно е била позната и в праисторически времена поради високата си яркост. Неин символ е стилизираният образ на огледалото на богинята Венера: окръжност с малък кръст отдолу (♀).
Физически характеристики Атмосфера Венера има атмосфера, която съдържа главно въглероден диоксид и малко количество азот. Налягането на повърхността на планетата е огромно – 90 пъти по-високо от това на земното морско равнище или еквивалентно на налягането в земните океани на около 1 km дълбочина. Атмосферата, богата на CO2, поражда силен парников ефект и повишава температурата на повърхността с повече от 460 °C над стойността, която тя би имала, ако Венера нямаше атмосфера. В ниските екваториални райони температурата на повърхността достига до 500 °C. Поради този факт повърхността на Венера, взета като цяло, е най-горещата сред всички планети в Слънчевата система, независимо от факта, че Венера е почти два пъти по-далече от Слънцето, отколкото Меркурий, и съответно получава само 25% от слънчевата енергия, която получава Меркурий (2613,9 W/m² в горните части на атмосферата и само 1071,1 W/m² на повърхността).
Поради конвекцията и топлинната инертност на нейната гъста атмосфера, на Венера температурата не се изменя значително между дневната и нощната страна, въпреки изключително бавното въртене на планетата (по-малко от един оборот за една венерина година; на екватора скоростта на въртене е едва 6,5 km/h). Ветровете в горните слоеве на атмосферата обикалят планетата само за 4 дни, като подпомагат разпределението на слънчевата топлина.
Слънчевата енергия е много по-ниска на повърхността на планетата спрямо горните слоеве на атмосферата и поради нейната гъста облачна покривка, която отразява по-голямата част от енергията обратно в космоса. Болометричното албедо на Венера е приблизително 60%, а видимото ѝ албедо е дори още по-високо. Без наличието на парников ефект температурата на Венера би била много близка до температурата на повърхността на Земята. Честа грешка е да се мисли, че гъстата атмосфера сама по себе си задържа топлината на повърхността на планетата; всъщност единствено въглеродния диоксид е парников газ, а гъстата атмосфера като цяло отразява голяма част от слънчевите лъчи.
В горните слоеве на атмосферата преобладават силни ветрове със скорост 350 km/h, докато на повърхността ветровете са много слаби – само няколко километра в час. Поради високата плътност на атмосферата обаче дори и слаби ветрове могат да упражнят значително налягане върху препятствията, на които се натъкнат. Високите облаци са съставени предимно от серен диоксид и капки от сярна киселина, които правят повърхността на планетата невидима в оптичния диапазон. Температурата на горните слоеве на атмосферата е около −45 °C. Средната температура на Венера, по данни на НАСА, е 464 °C. За минималната температура на повърхността се предполага, че е поне 400 °C.
През 2007 г. космическият апарат Венера Експрес открива, че на южния полюс на планетата има огромна двойна вихрушка.
Повърхност
Венера има бавно ретроградно въртене – по посока на часовниковата стрелка (тук под ретроградно се разбира движение в посока, противоположна на движението на нещо друго, а в случая на повечето планети от Слънчевата система). Това означава, че тя се върти от изток на запад, вместо от запад на изток, както повечето други основни планети (Плутон и Уран също имат ретроградно въртене, въпреки че оста на въртене на Уран има наклон 97,68 градуса и почти лежи на неговата орбитална равнина). Не е известно със сигурност защо Венера се върти по посока на часовниковата стрелка, въпреки че се предполага, че в миналото се е сблъскала с много голям астероид.
Една интересна подробност за въртенето на Венера е, че то изглежда е в синхрон с положението на Земята; Венера е винаги обърната с една и съща страна към Земята, когато двете планети се намират възможно най-близко по техните орбити (5,001 Венерини дни между две последователни сближавания). Този ефект може да се обясни с приливния ефект на Земята върху Венера, но може и да е просто съвпадение.
Венера има два основни „континента“, които са по-високи от заобикалящите ги обширни равнини. Името на северния континент е Ishtar Terra („Земя на Ищар“) и на него се намира една от най-високите планински вериги – Maxwell Montes („Максуелски планини“), която е приблизително 2 km по-висока от Еверест и носи името на Джеймс Максуел. Тя обгражда платото Lakshmi Planum. Ishtar Terra е голяма приблизително колкото Австралия. В южното полукълбо е по-голямата Aphrodite Terra („Земя на Афродита“), която е голяма приблизително колкото Южна Америка. Между тези континенти има множество широки падини, като Atalanta Planitia, Guinevere Planitia и Lavinia Planitia. С единственото изключение на Maxwell Montes, всички обекти и забележителности на повърхността на Венера носят имена на жени от историята или митологията.
Гъстата атмосфера на Венера успешно „омекотява“ сблъсъците на метеорити (особено на сравнително малките) с повърхността; метеоритни кратери с диаметър по-малък от 3,2 km не могат да се формират.
Почти 90% от повърхността на Венера се състои от сравнително скорошно (в геологичен план) изстинала базалтова лава и много малко метеоритни кратери. Предполага се, че причината за това са интензивни вулканични изригвания, които са променили почти изцяло повърхността на планетата. Вътрешността на планетата е най-вероятно много близка до тази на Земята: желязно ядро с радиус около 3000 km, обградено от полуразтопена скалиста мантия, която заема по-голямата част от обема на Венера. Резултати от измервания на гравитацията, извършени от апарата Магелан, посетил планетата през 1994 г., показват, че дебелината на кората на Венера е по-голяма от очакваната от специалистите. Според една теория Венера няма активна тектоника, подобна на земната; вместо това повърхността ѝ бива периодично заливана от лава вследствие на масивни вулканични изригвания. За най-старите участъци от повърхността е установено, че са само на около 800 милиона години (по-малко от 1/5 от възрастта на планетата); останалата повърхност е значително по-млада (но в по-голямата си част е на поне 100 милиона години). Скорошни изследвания също сочат, че в изолирани участъци на Венера все още има вулканична активност.
За вътрешното магнитно поле на Венера е установено, че е слабо в сравнение с другите планети от Слънчевата система. Този факт може да се обясни с бавното въртене на планетата, което прави невъзможна циркулацията на течно желязо в ядрото ѝ. В резултат на това слънчевият вятър въздейства директно върху горните слоеве на атмосферата. Учените считат, че преди време на Венера е имало толкова вода, колкото и на Земята, но слънчевият вятър бавно е разрушил водните молекули до съставните им елементи (водород и кислород). Гравитацията на Венера е недостатъчна да задържи лекия изотоп на водорода протий (водород-1) и той впоследствие се е разпръснал в междупланетното пространство. За сметка на това по-тежкият деутерий (водород-2) бива задържан по-успешно от венерината гравитация. Доказателство за това е повишената му концентрация в горните слоеве на атмосферата. Молекулярният кислород от друга страна е реагирал с елементи на повърхността на планетата. Поради липсата на вода скалите на Венера са много по-твърди от земните, което прави възможни по-стръмни скали и по-високи планини.
За Венера се е считало, че има естествен спътник – Нейт – мит, породен от наблюденията на Джовани Доменико Касини през 1672 г. Спорадичните съобщения за наблюдаван естествен спътник на Венера продължават чак до 1892 г. В днешно време е потвърдено, че Венера няма естествени спътници и че всички предишни съобщения са били породени от бледи звезди, случайно попаднали на малко ъглово разстояние до планетата.
Наблюдения и изследвания на Венера Исторически изследвания Венера е най-яркото небесно светило на сутрешния и вечерния небосвод (изключвайки Слънцето и Луната) и е била известна още в праисторически времена. Един от най-старите запазени астрономически документи от Вавилонската библиотека на Ашурбанипал от 1600 пр.н.е. представлява 21-годишни записки на небесните явления на Венера (която ранните вавилонци са наричали Ниндарана). В Акад тя е олицетворение на майката-богиня Ищар (чието име заимства континентът Ishtar Terra). В китайската митология тя е наричана Дзин син (金星) или планетата на елемента метáл.
В ранния период на Древна Гърция сутрешните и вечерните явления на Венера са считани за две различни светила. Древните гърци са наричали сутрешното явление на Венера Фосфор (Φώσφορος: „Носител(ка) на светлината“; понякога – Ἑωσφόρος: „Носител(ка) на зората“), а вечерното – Хеспер (Ἓσπερος: „Носител(ка) на вечерта“). Предполага се, че Питагор първи е установил, че става въпрос за един и същи обект. За живелия през 4 век пр.н.е. Хераклид Понтийски се знае, че е осъзнал факта, че Венера и Меркурий обикалят около Слънцето, а не около Земята.
Поради това че нейната орбита е разположена по-близко до Слънцето от тази на Земята, Венера преминава през различни фази по начин, подобен на Луната. Първият човек, наблюдавал фазите на Венера, е Галилео Галилей през декември 1610 г. с помощта на неговия саморъчно направен телескоп. Това наблюдение потвърждава хелиоцентричната система за организацията на Слънчевата система, предложена от Николай Коперник. Галилей също така забелязва промените във видимия диаметър на Венера в зависимост от нейните фази – когато е видима голяма част от диска ѝ, то той е малък, а когато Венера изглежда като полумесец, то размерите на полумесеца са големи. С други думи, когато Венера изглежда като полумесец, тя е по-близко до Земята, отколкото когато дискът ѝ е пълен – извод, който силно поддържа хелиоцентричната система на Коперник. Венера (както и Меркурий) обаче не е видима, когато нейният диск е съвсем пълен (когато тя е възможно най-отдалечена от Земята), понеже при това положение нейната светлина се изгубва в мощния блясък на Слънцето.
Венера е най-ярка, когато приблизително 25% от нейния диск е видим, или 37 дни преди и след най-близкия ѝ подход спрямо Земята. Най-голямата ѝ елонгация се наблюдава 70 дни преди и след най-близкия ѝ подход – половината от диска на Венера е видим. В периода между максимална елонгация и максимална яркост Венера може да се наблюдава с невъоръжено око през деня.
В редки случаи Венера може да се види непосредствено преди изгрев и непосредствено след залез в рамките на един ден. Това е възможно, когато планетата е максимално отдалечена от еклиптиката и същевременно е възможно най-близко до Земята. При това положение в едно от земните полукълба (или Северното или Южното) тя ще може се наблюдава два пъти в рамките на един ден. За последен път в Северното полукълбо това се е случвало на 29 март 2009 г., а за последен път в Южното полукълбо – на 19 август 1999 г. Събитието се повтаря с период от 8 години.