pienoiskuva|220px|Pioneer Venus Orbiterin vuonna 1979 Venuksesta ottama ultraviolettivalokuva, jossa näkyy Venuksen pilvien liike nopeassa, planeettaa noin neljässä vuorokaudessa kiertävässä tuulessa. Näin syntyy 90 astetta käännettyjä V:n ja Y:n muotoisia pilvikuvioita. Venus (symboli: 16px|♀) on aurinkokunnan toinen planeetta Auringosta lukien. Se näkyy Maahan kirkkaana aamu- ja iltatähtenä ja on taivaan kirkkain tähtimäinen kohde. Se on mahdollista nähdä jopa päivällä ilman apuvälineitä, jos tietää, mistä etsiä. Venus kiertää Aurinkoa lähempänä kuin Maa ja tulee planeetoista lähimmäksi Maata.
Kaukoputkella katsottaessa Venus näyttää useimmiten piirteettömältä kuunsirppimäiseltä kohteelta. Kaukoputkella näkyvät vain planeetan ilmakehän yläosien pilvet, joissa ei näy juurikaan yksityiskohtia. Venusta on kartoitettu planeettaa kiertävillä avaruusluotaimilla, joissa on tutkat. Planeetalla on runsaasti tuliperäisiä muodostumia. Venuksen pinnalla on yli 460 celsiusasteen kuumuus, johtuen planeetan paksusta hiilidioksidipitoisesta kaasukehästä, joka aiheuttaa voimakkaan kasvihuonevaikutuksen. Planeetan pinnalle laskeutuneiden avaruusluotaimien kuvissa näkyy pinnan kalliota, kiveä ja soraa. Suuri kaasunpaine vääristää näkyvyyttä planeetan pinnalla.
Venusta on usein sanottu Maan sisarplaneetaksi. Se on kiviplaneetta, jonka koko ja koostumuskin ovat lähellä Maata. Erojakin löytyy, Venus pyörii hyvin hitaasti ja sen geologiset muodostumat ovat monilta osin erityyppisiä kuin Maassa, ja planeetan magneettikenttä on heikko.
Venus on saanut nimensä roomalaisen mytologian rakkauden jumalattaren mukaan. Sen tähtitieteellinen symboli on ♀, jota muissa yhteyksissä käytetään naisen ja naisellisuuden symbolina.
Historia Ilmastomalleihin perustuvien tutkimusten mukaan Venus on saattanut olla Maan kaltainen, olosuhteiltaan elämälle suotuisa planeetta noin 1–2 miljardia vuotta sitten, jolloin Maassa alkoi esiintyä elämää. Deuteriumin verrattain suuri osuus Venuksen vedystä viittaisi siihen, että planeetalla olisi ollut suuria määriä vettä; tutkimusten perusteella voidaan päätellä Venuksella olleen hillityn sään, paksun pilvipeitteen ja mahdollisesti ajoittaisia lumisateita. Karkaava kasvihuoneilmiö on sittemmin tehnyt Venuksesta aurinkokunnan kuumimman planeetan.
Venuksen hitaan ja Maahan nähden vastasuuntaisen pyörimisen on arveltu johtuvan siihen planeetan varhaisena olemassaoloaikana törmänneestä toisesta alkuplaneetasta.
Taiteilijoiden näkemyksiä elämää sisältävästä Venuksesta
Kaasukehä Venuksella on hyvin tiheä, suurimmaksi osaksi hiilidioksidista koostuva kaasukehä, joka lämmittää planeettaa kasvihuoneilmiön kautta. Arvellaan että Venuksen kaasukehä ei ole alkuperäinen, vaan on syntynyt alkuaikojen jälkeen tuliperäisen toiminnan seurauksena.
Venuksessa arvioidaan olevan yhtä paljon hiilidioksidia kuin Maassakin, tosin täällä se on sitoutunut maaperän karbonaattikiviin toisin kuin Venuksessa, jossa lähes kaikki hiilidioksidi on kaasukehässä. Karbonaatit ovat yhdisteitä, jotka sisältävät hiiltä ja happea. Maassa karbonaattien syntymiseen tiedetään tarvittavan vettä. Venuksessa oleva nestemäinen vesi olisi mahdollisesti kyennyt tekemään saman myös siellä, ja se olisi voinut ehkäistä niin rajun kasvihuoneilmiön syntymisen.
Meille näkyvä pilvien huippu on noin 70 kilometrin korkeudessa, ja sen yllä on noin 90 kilometriin asti utua. Tiheimmät pilvet ovat noin 49–51 kilometrin korkeudessa, ja hieman harvempi keskimmäinen pilvikerros alle 57 kilometrin korkeudessa. Pilvien alapuolella on noin 30/35–45 kilometrin korkeudessa ohutta utua ja pinnalla täysin selkeää. Joissain kohdissa pilvet ovat ohuempia, joissain paksumpia. Ultraviolettivalossa näkyy enemmän pilvien piirteitä.
Noin sadan kilometrin korkeudessa sijaitseva otsonikerros on Maan kerrosta satatuhatta kertaa harvempi.
Pilvet esiintyvät kolmessa erillisessä kerroksessa; kaksi ylintä koostuvat pienistä rikkihappopisaroista ja alin todennäköisesti fosforihappoliuoksesta. Ylimmissä pilvikerroksissa on ultraviolettialueella havaittavissa tuhansien kilometrien kokoisia Y-kirjaimen muotoisia pilvimuodostelmia, jotka ovat varsin lyhytikäisiä, mutta uusiutuvat jatkuvasti ja ovat siten pysyvä piirre planeetan kaasukehässä. Pilvet ovat varsin harvoja, ja niiden sisällä näkyvyys on useita satoja metrejä. Pinnalla näkyvyys on jo useita kilometrejä.
Pilvien rikkihappo tulee tulivuoren purkauskaasujen vesihöyryn ja rikkidioksidin reagoidessa keskenään Auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta. Auringon ultraviolettisäteily myös hajottaa vesihöyryä, joka karkaa avaruuteen.
pienoiskuva|vasen|220px|Venuksen kaasukehän rakenne ja kasvihuoneilmiön synty.
Kaasukehässä on yli 96 prosenttia hiilidioksidia, 3,5 prosenttia typpeä ja hyvin pieni määrä muita aineita. Kaasunpaine on pinnalla noin 92-kertainen Maan ilmanpaineeseen verrattuna ja vastaa painetta meressä noin kilometrin syvyydessä. Venuksen kaasukehässä olevasta vedystä suuri osa karkaa pois jatkuvasti pelkästään lämpötilan vaikutuksesta: tätä ilmiötä kutsutaan ”termiseksi paoksi”. Osa kaasukehään jäävästä vedystä on vedyn isotooppi deuteriumia, joka on hiukan raskaampaa kuin tavallinen vety, joten se ei karkaa aurinkotuulien mukana niin herkästi.
Syyskuussa 2020 kansainvälinen tutkimusryhmä julkaisi radioteleskoopeilla tehtyjä mittauksia, joiden mukaan Venuksen kaasukehän pilvikerroksessa on fosfiinia (PH3) noin 20 miljardisosaa. Tutkijoiden mukaan mikään tunnettu kemiallinen reaktio ei selitä fosfiinin esiintymistä Venuksessa. Tutkijat epäilevät, että fosfiini saattaa olla peräisin jostain tuntemattomasta kemiallisesta prosessista tai mikrobitason elämästä Venuksen kaasukehässä. Marraskuussa 2020 mittauksesta löydettiin kalibrointivirhe. Virheen korjaamisen jälkeen fosfiinipitoisuus onkin vain yksi miljardisosa.
Pintalämpötila on keskimäärin 464 celsiusastetta, mikä on korkeampi kuin lyijyn sulamispiste. Lämpötila ei laske koskaan alle 400 asteen, ja alavilla alueilla lähellä päiväntasaajaa lämpötila saattaa nousta jopa 500 celsiusasteeseen. Lämpötila viilenee varsin nopeasti ylöspäin mentäessä: yläkaasukehässä lämpötila jää −45 celsiusasteeseen.
Erittäin korkean hiilidioksidipitoisuuden takia Venuksessa on äärimmäisen voimakas kasvihuoneilmiö, joka nostaa planeetan lämpötilaa noin 500 astetta teoreettista lämpötilaa suuremmaksi. Venuksen etäisyydellä olevan kaasukehättömän kappaleen lämpötilan tulisi olla noin 230 kelviniä eli –43 celsiusastetta.
Venuksessa on saattanut olla joskus miljardeja vuosia sitten alempi lämpötila ennen kasvihuoneilmiön karkaamista käsistä. Venuksen pinnalla näyttää olevan joitakin noin 700 astetta lämpimiä kuumia kohtia, mahdollisesti toimivia tulivuoria.
Venus on jopa lämpimämpi kuin kaasukehätön Merkurius, joka kiertää Aurinkoa lähes puolta lähempänä ja vastaanottaa siten lähes neljä kertaa suuremman säteilymäärän. Kaasukehä heijastaa 65 prosenttia näkyvästä valosta ja 60 prosenttia kaikesta säteilystä pois. Venuksen vastaanottama säteilymäärä on 2 613,9 W/m² kaasukehän yläosassa ja vain 1 071,1 W/m² pinnalla. Ilman kasvihuoneilmiötä kaasukehä itsessään viilentäisi planeetan pintaa huomattavasti. Pinta saa vain noin yhden prosentin yläilmakehään saapuvasta valosta; valo on suodattunut punaiseksi kuljettuaan pilvikerroksen ja hiilidioksidin läpi.
Vaikka Venuksen vuorokausi kestää hieman pidempään kuin vuosi aiheuttaen saman puolen kääntymisen pitkäksi aikaa Aurinkoa kohden, lämpötila vaihtelee vain vähän planeetan päivä- ja yöpuolella. Tämä johtuu kaasukehän lämpöä jakavasta vaikutuksesta: yläkaasukehän voimakkaat, 300–500 kilometriä tunnissa puhaltavat tuulet kiertävät koko planeetan noin neljässä päivässä ja jakavat päiväpuolen saamaa lämpöä muualle planeettaan. Tuulen nopeus on noin sata metriä sekunnissa.
Tuulen suuri nopeus johtuu yläilmakehän saamasta suuresta säteilyenergiasta. Nopeat tuulet ovat hyvin puuskaisia.
Pinnalla tuulten nopeus on vähäinen – muutamia kilometrejä tunnissa, mutta ilmakehän tiheyden johdosta pienikin tuulenvire aiheuttaa huomattavan vastuksen.
Venuksen napa-alueen yllä on napapyörre samaan tapaan kuin Maan ilmakehän ylemmissä kerroksissa.
Toistaiseksi on epäselvää, tapahtuuko ilmakehässä salamointia, sillä planeettaa tutkineiden luotainten havainnot ovat ristiriidassa keskenään.
Eräiden tietojen mukaan salamoita olisi toimiviksi arvioitujen tulivuorien kohdalla.
Pinta pienoiskuva|Venuksesta otetuista tutkakuvista koottu planeetan kuva. Venuksen pinnalla on kaksi suurta ylänkömuodostumaa, Ishtar Terra ja Aphrodite Terra, jotka muistuttavat kooltaan Maan mantereita. Lisäksi pinnalla on vuoristoja, laaksoja ja tasankoja. Pinnalla on myös tulivuorikeiloja, pannukakkua muistuttavia kohonneita muodostumia ja repeämälaaksoja sekä suuria kivettyneen laavan peittämiä alueita. Siellä on niin tulivuoren räjähdyskraattereita kuin meteoriitin törmäyskraattereitakin.
Venuksen pinnanmuodot ovat toisenlaisia kuin Maassa. Selvää laattatektoniikkaa eli mannerlaattojen liikettä ei ole, vaikka Afrodite Terran lähellä olevat maastonmuodot tuovat mieleen Maan valtamerten keskiselänteet. Silti planeetan pinta vaikuttaa uusiutuvan nopeasti voimakkaan tulivuoritoiminnan takia. Venuksen tulivuoret ovat jakautuneet melko tasaisesti planeetan pinnalle, ja Venuksen kuori näyttää olevan joka seudulla samantiheyksistä kiveä, koska painovoimamittausten mukaan suurimmat painovoimakeskittymät ovat vuorten kohdalla, toisin kuin Maassa tai Kuussa. Planeetan pinnan korkeusjakautuma on yksijakoinen, ei mantereisiin ja meriin jakautuva kuten Maassa. Noin 15 prosenttia Venuksen pinnasta on vanhaa ylänköä, ehkä planeetan alkuperäistä pintaa; loput melko tuoretta basalttilaavakiveä. Toisen luokittelun mukaan mantereita on 8 prosenttia, alamaita 25 prosenttia ja tasankoja 65 prosenttia. Uskotaan että Venuksen pinnalla olisi muutaman sadan miljoonan vuoden välein voimakkaan vulkanismin kausia. Noin 500 miljoonaa vuotta sitten olisi ollut tällainen kausi, ja vanhimmat planeetan pinnan muodostumat ovat arviolta 800–2 000 miljoonan vuoden ikäisiä.Saturnuksen taakse, s. 38Karttunen et al. 2003, s. 223.
Pinnanmuodot pienoiskuva|vasen|Maat Mons, kahdeksan kilometrin korkuinen tulivuori lähellä päiväntasaajaa. Korkeussuhteita on liioiteltu. Venuksen pinnanmuodot ovat melko matalia verrattuna muihin maankaltaisiin planeettoihin. Korkeimman ja matalimman kohdan erotus on noin 13 kilometriä, kun se esimerkiksi Maassa on noin 20 kilometriä. Pioneer-luotaimen mittausten mukaan 51 prosenttia pinnasta on korkeintaan 500 metrin etäisyydellä planeetan keskisäteestä (6 052 kilometriä), ja Magellan-luotaimen tulosten perusteella 80 prosenttia pinnasta on yhden kilometrin sisällä keskisäteestä. Vain kaksi prosenttia pinnasta on yli kahden kilometrin korkeudella. Korkeimmat vuoristot sijaitsevat Lakshmin tasangon ympärillä; huomattavimmat niistä ovat fyysikko James Clerk Maxwellin mukaan nimetyt Maxwellvuoret (11–12 km), Aknavuoret (7 km) sekä Freyjavuoret (7 km). Ylänköalueista suurin on Etelä-Amerikan kokoinen Aphrodite Terra lähellä päiväntasaajaa. Toinen merkittävä ylänkö on suunnilleen Australian kokoinen Ishtar Terra, jonka sijainti on noin 70° pohjoista leveyttä ja jossa sijaitsevat myös Maxwellvuoret. Koska Venuksessa ei ole vettä, kivet ja vuoret ovat kovempia kuin Maassa, ja ainoa eroosiota aiheuttava tekijä on vaimea tuuli. Siksi pinnanmuodot ovat monin paikoin teräväpiirteisiä ja jyrkkiä. Maxwellvuoria sekä Alpha Regio- ja Beta Regio -alueita lukuun ottamatta Venuksen kaikki pinnanmuodot on nimetty naispuolisten henkilöiden, lähinnä jumalhahmojen mukaan. upright|pienoiskuva|Dickinson-kraatteri on 69 kilometrin kokoinen.
Kraatterit