Venuše je nejblíže k planetě Zemi. Hustá a oblačná atmosféra brání přímému pohledu na její povrch. Radarové zkoumání odhalilo velikou různorodost kráterů, pohoří a vulkánů. Teplota na povrchu v důsledku tzv. skleníkového efektu přesahuje 400 ° C

Oběžná dráha

Venuše je v pořadí druhou planetou Sluneční soustavy. Obíhá po téměř kruhové dráze kolem Slunce ve vzdálenosti asi 108 miliónů km. Venuše se otáčí v opačném směru než obíhá Slunce. Otočka kolem své osy trvá 243 pozemských dní. V důsledku tohoto zpětného pomalého otáčení vychází slunce nad Venuší pouze dvakrát za rok. Venuše je Zemi velmi podobná. Je jen o trochu menší než Země a má téměř stejnou hmotnost. Proto si astronomové mysleli, že na Venuši by mohly být ideální podmínky pro život – vlahý svět plný par asi jako na Zemi před 300 miliony lety - díky mrakům, které brání pronikání slunečního záření. Vesmírné sondy však objevily zdrcující skutečnost. Veliký žár, vření vulkanického světa, nedýchatelná atmosféra a déšť v podobě kyseliny sírové – jedním slovem peklo.

Povrch Venuše

Americká vesmírná loď Magellan byla sestavena z náhradních dílů sond Viking, Voyager, Ulysses a Galileo a po svém startu v roce 1989 dosáhla velkých úspěchů. Protože je Venuše stále zahalena hustými mraky, museli astronomové k fotografování povrchu použít radaru. Odražené radarové vlny vysílané sondou byly znovu zachycovány a počítačově zpracovávány. Na fotografiích lze spatřit objekty o průměru 200 m. Radarové mapy, pořízené na Zemi ukázaly, že asi 3 povrchu planety tvoří planiny, které jsou protkány sítí vysokých pohoří. Magelan také objevil mnoho tzv. impaktních neboli dopadových kráterů. Tyto krátery vznikly, když velmi velké meteority prolétly atmosférou a narazily do Venuše. Meteority při dopadu vybuchly a vytvořily talkové vlny, které způsobily velké kruhové krátery. Při výbuchu se také někdy uvolní láva, která může být těsně pod povrchem, a vyřine se na povrch. Venuše je pokryta několika stovkami tisíc sopkami. Většina sopek má pouze 2-3 km v průměru a 100 m výšky, ale největší sopky mají i přes 500 km do šířky a 3 km do výšky. Na Venuši jsou mnohem větší proudy lávy, které stékají po povrchu než kdekoliv na Zemi. Zdá se, že povrch Venuše je z kamene, pod kterým cirkulují proudy žhavé lávy. Na některých místech láva trvale prýští z děr v povrchu. Sopky také chrlí kapičky kyseliny sírové. Planetologové a geologové se zajímají o Venuši protože její povrch by se dal přirovnat k velké zkamenělině. Útvary na Venuši jsou stovky miliónu let staré a jsou stále stejné, protože na Venuši neexistují vlivy, které by měnily tvář planety.

Přechody Venuše

Při vzácných příležitostech přechází Venuše přímo mezi Zemí s Sluncem. Tyto přechody lze pozorovat z různých míst na Zemi. Příští přechod Venuše přes sluneční kotouč nastane v roce 2004

Skleníkový efekt

Na Zemi proniká sluneční záření až k povrchu. Ten se v důsledku toho ohřívá a vyzařuje tepelné ultrafialové záření. Část tohoto záření je zachycena v troposféře. Tak se udržuje teplota na Zemi. Většina infračerveného záření odchází do vesmíru. Venuše je však stále zahalena vrstvou hustých mraků od kterých se sluneční světlo dopadající na Venuši odráží asi z 80 %. Zbytek slunečních paprsků prochází na povrch. Opět produkuje infračervené záření které je také částečně zachyceno troposférou. Na rozdíl od Země se ale převážná část IF záření nešíří do vesmíru ale je zcela zachycena mraky. Na Venuši se tak hromadí teplo, které nemá kam uniknout. Protože se mraky na Venuši chovají jako skleník, který sluneční světlo propouští, ale brání teplu uniknout ven, byl tento jev nazván „skleníkový efekt“.

Důležité objevy

1610 Galileo pozoruje a zaznamenává fáze Venuše.
1639 První pozorování přechodu Venuše.
1958 Rádiová měření naznačují vysokou teplotu povrchu.
1961 Doba otáčení kolem vlastní osy, 243 dní, změřena radarem.
1962 Mariner 2 je první sondou prolétající kolem Venuše a potvrzující její vysokou teplotu.
1970 Veněra 7 přistává na povrchu Venuše a vysílá na zem snímky.
1974 Mariner 10 při průletu pořizuje 4 tisíce snímků oblaků Venuše.
1978 První podrobné mapy vytvořené podle údajů ze sondy Pioneer.
1982 Analýza povrchových hornin a půdy přistávacími moduly Veněra 13 a 14.
1990 Sonda Magellan zahajuje podrobné mapování povrchu.

Struktura

Struktura Venuše je podobná Zemské.
Skalnatý plášť na povrchu, kůra nad železným jádrem.



Atmosféra

Na Venuši je nedýchatelná atmosféra
složená z oxidu uhličitého 96% a dusíku 3 %.




Údaje o Venuši

průměr 12 103 km
prům.vzdálenost od Slunce 108 200 000 km
rychlost oběhu kolem Slunce 35,03 km/s
oběh Slunce (1 rok) 224,7 dne
otáčka kolem vlastní osy 243,01 dne
od východu k východu (1 den) 117 dnů
hmotnost 4,86*1024 kg
průměrná hustota 5250 kg.m-3
povrchová přitažlivost 8,29 m.s-2
povrchová teplota +465 stupňů C
úniková rychlost z planety 10,36 km.s-1
inklinace (sklon) roviny oběžné dráhy 3,39 °
kulatost ?
výstřednost oběžné dráhy 0,01
magnituda v opozici -4,4