Venus, cunoscută și ca Luceafărul, este a doua planetă de la Soare. Este numită după zeița romană a iubirii și frumuseții. Este al treilea obiect natural ca luminozitate pe cerul nopții după Soare și Lună. Mărimea sa stelară observată atinge -4,6 m și este suficientă pentru ca lumina reflectată din Venus să creeze umbre; rareori este vizibilă cu ochiul liber și în timpul zilei. Deoarece Venus este mai aproape de Soare decât de Pământ, este întotdeauna vizibilă la o distanță unghiulară scurtă de acesta; alungirea sa maximă este de 47,8 °. Distanța lui Venus față de Pământ variază de la aproximativ 40 de milioane de km până la aproximativ 259 de milioane de km. Situată la circa 108 milioane km de Soare, Venus își parcurge orbita în 224,7 de zile. Rotația în jurul propriei sale axe este foarte lentă, durează 243 de zile și are loc de la est la vest, în sens invers față de rotația celorlalte planete. Venus își atinge luminozitatea maximă cu câteva ore înainte de răsărit sau după apus, motiv pentru care popular este cunoscută sub numele de Luceafărul de dimineață și Luceafărul de seară. Planeta nu are niciun satelit, caracteristică pe care o împărtășește doar cu Mercur între planetele din Sistemul Solar.
Venus este o planetă telurică și este uneori numită „planeta soră” a Pământului, datorită dimensiunii lor similare, a masei, a apropierii de Soare și a compoziției chimice. În alte aspecte diferă radical de Terra. Are cea mai densă atmosferă dintre cele patru planete telurice, constând din mai mult de 96 % dioxid de carbon. Presiunea atmosferică la suprafața planetei este de 92 de ori mai mare decât pe Pământ sau aproximativ presiunea găsită la 900 m subacvatic pe Pământ. Venus este de departe cea mai fierbinte planetă din Sistemul Solar, cu o temperatură medie a suprafeței de 735 K (462 °C; 863 °F), chiar dacă Mercur este mai aproape de Soare. Venus este acoperită cu un strat opac de nori de acid sulfuric care reflectă bine și nu permit observarea suprafeței sale din spațiu în lumină vizibilă. Există presupuneri că pe Venus au existat oceane în trecut, ca pe Pământ, dar s-au evaporat pe măsură ce temperatura suprafeței a crescut. Apa a fost probabil fotodisociată, iar hidrogenul liber a fost împrăștiat în spațiul interplanetar de vântul solar din cauza lipsei unui câmp magnetic planetar. Venus nu are un nucleu metalic de dimensiuni mari, ca cel al pământului, motiv pentru care nu are un câmp magnetic protector. Peisajul actual al lui Venus este un deșert uscat cu roci acoperite de praf.
Fiind una dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe cer, Venus a fost un element principal în cultura umană încă din cele mai vechi timpuri; a fost o inspirație primordială pentru scriitori și poeți. Venus a fost prima planetă căreia i s-au trasat mișcările pe cer, încă din al doilea mileniu î.Hr.
Suprafața venusiană a fost subiectul speculațiilor până în a doua jumătate a secolului XX, când a fost vizitată pentru prima dată de nava spațială Mariner 2 în 1962 și de prima navă care a fost debarcată cu succes, Venera 7 în 1970. Norii groși ai lui Venus fac imposibilă observarea suprafeței sale în lumină vizibilă, iar primele hărți detaliate nu au apărut până la sosirea orbitatorului Magellan în 1991.
Posibilitatea existenței vieții pe Venus a fost mult timp un subiect de speculații, iar în ultimii ani s-au făcut cercetări active în acest sens. În urma unei observații din 2019 conform căreia absorbția luminii straturilor de nori superiori a fost în concordanță cu prezența microorganismelor, un articol din septembrie 2020 din Nature Astronomy a anunțat detectarea gazului fosfină, un biomarker, în concentrații mai mari decât poate fi explicat de orice sursă abiotică cunoscută. Cu toate acestea, s-au exprimat îndoieli cu privire la aceste observații din cauza problemelor de prelucrare a datelor și a eșecului de a detecta fosfina la alte lungimi de undă. Până la sfârșitul lunii octombrie 2020, re-analiza datelor cu o scădere adecvată a condițiilor nu a dus la detectarea fosfinei.
Caracteristici fizice Venus este una dintre cele patru planete telurice din Sistemul Solar, ceea ce înseamnă că este un corp stâncos la fel ca Pământul. Este similar cu Pământul ca mărime și masă și este adesea descris ca „sora” sau „geamănul” Pământului.
Diametrul lui Venus este de 12.103,6 km — cu doar 638,4 km mai puțin decât cel al Pământului — și masa sa este de 81,5 % din cea a Pământului. Condițiile de pe suprafața venusiană diferă radical de cele de pe Pământ, deoarece atmosfera sa densă conține 96,5 % dioxid de carbon, restul de 3,5 % fiind azot.
Geografie Suprafața venusiană a fost un subiect de speculație până în secolul al XX-lea când unele dintre secretele sale au fost dezvăluite de știința planetară. Sondele de aterizare Venera care au debarcat în 1975 și 1982 au returnat imagini ale unei suprafețe acoperite cu sedimente și roci relativ unghiulare. Suprafața a fost cartografiată în detaliu de Magellan în 1990-1991. Solul venusian prezintă dovezi de vulcanism extins, iar sulful din atmosferă poate indica faptul că au avut loc erupții recente.
Aproximativ 80 % din suprafața venusiană este acoperită de câmpii vulcanice netede, din care 70 % câmpii cu creste joase și 10 % sunt plate sau ondulate. Două ținuturi muntoase alcătuiesc restul suprafeței sale, unul care se află în emisfera nordică a planetei și celălalt, cel mai mare, este situat la sud de ecuator. Ținutul înalt nordic se numește Terra Iștar, după Ishtar, zeița babiloniană a iubirii și are aproximativ mărimea Australiei. Muntele Maxwell, cel mai înalt munte de pe Venus, se află pe Ishtar Terra. Vârful său este la 11 km deasupra altitudinii venusiene. Ținutul înalt sudic este numit Terra Afrodita, după zeița dragostei din mitologia greacă și este cea mai mare dintre cele două regiuni muntoase, având aproximativ dimensiunea Americii de Sud. O rețea de erupții și falii acoperă o mare parte din această zonă.
Lipsa de dovezi a prezenței lavei care însoțește orice flux de vizibil de caldera rămâne o enigmă. Planeta are puține urme de crater de impact, care demonstrează că suprafața este relativ tânără, de aproximativ 300-600 milioane de ani. Pe lângă cratere, munți și văi întâlnite în mod obișnuit pe alte planete stâncoase, Venus are o serie de caracteristici unice ale suprafeței. Acestea includ: cupole vulcanice cu vârf plat numite „farra”, care au 20-50 km în diametru și 100-1000 m în înălțime și arată oarecum ca niște clătite; sisteme de fractură radiale, în formă de stea, numite „novae”; formațiuni compuse din fracturi radiale și concentrice, asemănătoare pânzelor de păianjen, cunoscute sub numele de „arahnoide” și „coroane”, inele circulare ale fracturilor, uneori înconjurate de o depresiune. Aceste caracteristici au origine vulcanică.
Majoritatea trăsăturilor de suprafață venusiene poartă numele femeilor istorice și mitologice. Excepțiile sunt Muntele Maxwell, numit după James Clerk Maxwell, și regiunile de munte Alpha Regio, Beta Regio și Ovda Regio. Ultimele trei caracteristici au fost denumite înainte ca sistemul actual de denumiri să fie adoptat de către Uniunea Astronomică Internațională, instituția care supraveghează nomenclatura planetară.
Geologie de suprafață
O mare parte a suprafeței venusiene pare să fi fost modelată de activitatea vulcanică. Venus are mai mulți vulcani decât Terra dintre care 167 sunt vulcani mari, care au peste 100 km diametru. Singurul complex vulcanic de această dimensiune de pe Pământ este Insula Mare din Hawaii. Acest lucru nu se datorează faptului că Venus are o activitate vulcanică mai activă decât Pământul, ci faptului că scoarța sa este mai veche. Crusta oceanică a Terrei este reciclată în mod continuu de subducție la limitele plăcilor tectonice și are o vârstă medie de aproximativ 100 de milioane de ani vechime, în timp ce suprafața venusiană este estimată la 300-600 de milioane de ani.
Există unele dovezi care indică activitatea vulcanică în curs de desfășurare pe Venus. Concentrațiile de dioxid de sulf din atmosferă au scăzut cu un factor de 10 între 1978 și 1986, au crescut în 2006 și au scăzut din nou de 10 ori. Acest lucru poate însemna că nivelurile au crescut din cauza erupțiilor vulcanice mari. De asemenea, s-a sugerat că fulgerul venusian (discutat mai jos) ar putea proveni din activitatea vulcanică (adică fulgerul vulcanic). În ianuarie 2020, astronomii au raportat dovezi care sugerează că Venus are în prezent o activitate vulcanică activă.
În 2008 și 2009, prima dovadă directă a vulcanismului în curs a fost observată de Venus Express, sub forma a patru pete fierbinți în infraroșu localizate în zona riftului Ganis Chasma, în apropierea vulcanului Maat Mons. Se crede că aceste pete reprezintă lava proaspăt eliberată de erupțiile vulcanice. Temperaturile reale nu sunt cunoscute, deoarece dimensiunea petelor fierbinți nu a putut fi măsurată, dar este posibil să se fi situat între 800-1.100 K (527-827 °C), față de o temperatură normală de 740 K (467 °C).
Pe suprafața lui Venus sunt distribuite uniform aproape o mie de cratere de impact. Pe alte corpuri, cum ar fi Pământul și Luna, craterele prezintă grade diferite de degradare. Pe Lună, degradarea a fost cauzată de impacturile ulterioare, în timp ce pe Pământ a fost cauzată de eroziunea vântului și ploii. Pe Venus, aproximativ 85 % din cratere sunt în stare perfectă. Numărul de cratere, împreună cu starea lor bine conservată, indică faptul că planeta a suferit un eveniment global de refacere în urmă cu aproximativ 300–600 de milioane de ani în urmă, urmat de o scădere a activității vulcanice. În timp ce scoarța Pământului este în continuă mișcare, se crede că Venus nu poate susține un astfel de proces. Fără tectonica plăcilor pentru a disipa căldura din mantaua sa, Venus suferă în schimb un proces ciclic în care temperaturile mantalei cresc până ating un nivel critic care slăbesc scoarța. Apoi, pe o perioadă de aproximativ 100 de milioane de ani, subducția are loc la o scară enormă, reciclând complet scoarța.
Craterele venusiene au un diametru cuprins între 3 și 280 km. Nici un crater nu este mai mic de 3 km, din cauza efectelor atmosferei dense asupra obiectelor. Obiectele cu energie cinetică mai mică decât o anumită valoare critică sunt încetinite atât de mult de atmosferă, încât nu creează crater de impact. Proiectilele cu diametrul mai mic de 50 m se vor fragmenta și arde în atmosferă înainte de a ajunge la sol.
Structura internă
Fără date și informații seismice despre momentul de inerție, sunt disponibile puține informații directe despre structura internă și geochimia lui Venus. Similitudinea în mărime și densitate între Venus și Pământ sugerează că acestea împărtășesc o structură internă similară: un nucleu, manta și crustă. La fel ca cel al Terrei, nucleul venusian este cel puțin parțial lichid, deoarece cele două planete s-au răcit cam la aceeași rată. Dimensiunea ceva mai mică a lui Venus sugerează că presiunile sunt cu 24 % mai mici în interiorul său profund decât cele ale Terrei.
Principala diferență dintre cele două planete este lipsa de dovezi pentru tectonica plăcilor de pe Venus, posibil pentru că scoarța sa este prea puternică pentru fenomenul de subducție fără prezența apei. Acest lucru duce la pierderi de căldură reduse pe planetă, prevenind răcirea acesteia și oferind o explicație probabilă pentru lipsa unui câmp magnetic generat intern. În schimb, Venus își poate pierde căldura internă în evenimente periodice majore de refacere.
Atmosferă și climă