Венера

   Планетата Венера е един мрачен свят на интензивна горещина и вулканична активност. Подобна по структура и размери на Земята, плътната и токсична атмосфера на Венера улавя топлината в неудържим парников ефект. Обгореният свят има температури, достатъчно високи да разтопят олово. Бегъл поглед под облаците разкрива вулкани и деформирани планини. Венера се върти бавно в противоположна на останалите планети посока.

   Венера е малко по-малка от Земята. Тя е втората по близост планета до Слънцето на разстояние от около 108 млн. км. или 0,72 астрономически единици. Един ден на Венера трае 243 земни дни (времето, което отнема на Венера да се завърти около оста си веднъж). Венера прави пълна обиколка около Слънцето (годината във венерианско време) за 225 земни дни. Венера е скалиста планета, като нейната повърхност е предимно с кратерен и вулканичен пейзаж. Плътната и токсична атмосфера на Венера е съставена предимно от въглероден диоксид и азот с облаци от ситни капчици сярна киселина. Планетата няма луни, както и пръстени. Повече от 40 космически апарата са изследвали Венера. Мисията Магелан от 90-те години на миналия век е картографирала 98% от повърхността на планетата. Не са открити свидетелства за живот на Венера. Екстремно високите температури на планетата от почти 480 градуса по Целзий я правят да изглежда невероятно място за живота такъв, какъвто го познаваме. Венера се върти наобратно, когато я сравняваме с другите планети. Това значи, че Слънцето изгрява на запад и залязва на изток на Венера. Средната орбитална скорост е 126 074 км/ч, което е 1,176 пъти Земната. Средният радиус на планетата е 6051 км, което е 0,95 от Земния. Обемът на Венера е 0,86 от Земния, а масата й е 0,82 от Земната. Плътността е 5,243 г/см^3, което е сравнима стойност с тази на Земята. Гравитацията там е 8,87 м/с^2, което е 0,91 от Земната.

  Атмосферата на Венера е плътна и бързо въртяща се, като тя създава 90 пъти по-голямо повърхностно налягане от това на Земята (подобно на дъното на басейн дълбок 1 км). Поради близостта си до Земята и начина, по който нейните облаци отразяват слънчевата светлина, Венера се явява най-ярката планета в небето. Нормално не можем да виждаме през гъстата атмосфера на Венера, но мисията Магелан на НАСА използва радар, за да заснеме 98% от повърхността, а космическият апарат Галилео използва инфрачервено картографиране за да види и повърхността и облачните структури на средна височина, докато преминаваше покрай Венера на път за Юпитер.

  Планетата носи името на римската богиня на любовта и красотата. След Луната, тя е най-яркият естествен обект на нощното небе, постигайки видима величина от -4,6, достатъчно светло за да хвърли сянка. Тъй като Венера е по-вътрешна планета от Земята, тя никога не изглежда, че се движи далеч от Слънцето: най-големият ъгъл, на който планетата се отклонява от Слънцето гледано от Земята е 47,8 градуса. Венера достига своята максимална яркост точно преди изгрева и веднага след залеза на Слънцето, поради което е била посочвана от древните култури като Зорница или Вечерница.

  Венера е вътрешна планета и понякога е наричана „планетата сестра“ на Земята поради техните сходни размери, гравитация и състав (Венера е както най-близката по размер планета до Земята, така и най-близката по разстояние). Все пак тя изглежда, че е доста различна от Земята в други аспекти. Тя има най-плътната атмосфера от четирите вътрешни планети, като тя е съставена от повече от 96% въглероден диоксид. Атмосферното налягане на повърхността на планетата е 92 пъти по голямо от това на Земята. Със средна температура на повърхността от 462 градуса по Целзий, Венера е най-горещата планета в Слънчевата система. Тя няма въглероден цикъл, който да заключи въглерода обратно в скалите, нито пък изглежда да има някакъв органичен живот, който да го абсорбира в биомаса. Венера е обвита от непрозрачен слой от силно отразяващи облаци от сярна киселина, предотвратявайки възможността нейната повърхност да бъде видяна от космоса във видимия спектър на светлината. Венера може да е притежавала океани в миналото, но те са били изпарени, когато температурата се е повишила заради неудържимия парников ефект. Водата най-вероятно е била фотодисоциирана и поради липсата на планетарно магнитно поле, свободният водород е бил отнесен в междупланетното пространство от слънчевия вятър. Повърхността на Венера е суха, осеяна със скали подобни на плочи, като периодично е освежавана от вулканична дейност.

География

  Повърхността на Венера беше обект на спекулации, докато някои от нейните тайни не бяха разкрити от планетарната наука през 20-ти век. Накрая тя бе картографирана в детайли от проекта Магелан през 1990-1991 г. Земята на планетата показва свидетелства за значителен вулканизъм, а сярата в атмосферата може би индикира, че е имало наскорошни изригвания.

Около 80% от повърхността на Венера е покрита от гладки, вулканични равнини, състоящи се от 70% равнини с набръчкани хребети и 10% гладки равнини. Два високопланински "континента" съставляват останалата част от нейната площ, като единият лежи в северното полукълбо на планетата, а другият на юг от екватора. Северният континент е наречен Ищар Тера на вавилонската богиня на любовта Ищар и е с размерите на Австралия. Максуел Монтес, най-високата планина на Венера, се намира на Ищар Тера. Нейният връх е на 11 км над средното ниво на Венерианската повърхност. Южният континент е наречен Афродита Тера, на гръцката богиня на любовта и е по-големият от двата планински региона, с приблизителни размери колкото Южна Америка. Мрежа от пукнатини и разломи покрива повечето от тази зона.

  Липсата на следи от потоци от лава, съпътстващи всеки от видимите кратери, остава загадка. Планетата има няколко кратера, причинени от сблъсъци с астероиди, което показва, че повърхността на планетата е сравнително млада, на приблизително 300-600 милиона години. В допълнение на кратерите, планините и долините, които са често срещани на скалистите планети, Венера има и някой уникални повърхностни обекти. Сред тях са плоски отгоре вулканични формирования наречени „фара“, които изглеждат като палачинки с диаметър от 20 до 50 км и височина от 100-1000 метра; радиални звездоподобни системи наречени „нове“; образувания, както с радиално, така и с концентрично разположени цепнатини, наподобяващи паяжини, известни като „арахноиди“ и "коронките", кръгови пръстени от пукнатини, понякога обкръжени от депресия. Тези форми са с вулканичен произход.

  Повечето геологични форми на повърхността на Венера са наименувани на исторически и митически жени. Изключение са Максуел Монтес, наименувано на Джеймс Кларк Максуел и планинските региони Алфа Реджио, Бета Реджио и Овда Реджио. Предходните три образувания са наименувани преди сегашната система да бъде приета от Международния астрономически съюз, органът който следи за планетарната номенклатура.

Повърхностна геология

  Много голяма част от повърхността на Венера изглежда, че е оформена от вулканична активност. Венера има няколко пъти повече вулкани от Земята, като 167 от тях са огромни - над 100 км в диаметър. Единственият вулканичен комплекс с такъв размер на Земята е Големият остров на Хавай. Това не е защото Венера е по-активна вулканично, а защото нейната кора е по-стара от тази на Земята. Океанската кора на Земята постоянно се рециклира от субдукция на границите на тектоничните плочи и има средна възраст от около 100 млн. години, докато за повърхността на Венера се смята, че е на 300-600 млн. години. 

  Няколко линии на доказателства сочат, че на Венера все още има вулканична активност. По време на Съветската програма "Венера", сондите "Венера 11" и "Венера 12" засичат един непрекъснат поток от мълнии, а "Венера 12" записала и мощен гръм скоро след като се приземила. Мисията "Венера Експрес" на Европейската космическа агенция е записала изобилие от светкавици във високата атмосфера. Въпреки, че дъждът докарва гръмотевичните бури на Земята, на повърхността на Венера няма валежи (макар, че дъжд от сярна киселина пада в горните слоеве на атмосферата, а след това се изпарява на около 25 км. над повърхността). Възможно е пепелта от вулканично изригване да е генерирало мълниите. Друго доказателство идва от измервания на концентрациите на серен диоксид в атмосферата, които са намалели с коефициент 10 между 1978 и 1986 г. Това може да означава, че нивата от по-рано са били подсилени от голямо вулканично изригване. Близо хиляда ударни кратера са разпределени равномерно по повърхността на Венера. На други небесни тела с кратери, като Земята и Луната, кратерите показват редица състояния на деградация. На Луната, деградацията е причинена от последващи удари, докато на Земята е причинена от вятър, дъжд и ерозия. На Венера около 85% от кратерите са в идеално състояние. Броят на кратерите, в комбинация с тяхното идеално запазено състояние показват, че Венера е претърпяла глобално "префасониращо" събитие преди около 300-600 млн. години, последвано от затихване на вулканизма. Докато Земната кора е в постоянно движение, за Венера се смята, че не е в състояние да поддържа такъв процес. Без тектониката на плочите, за да разсее топлината от нейната мантия, Венера се подлага на цикличен процес, в който температурите в мантията се покачват, докато не достигнат критично ниво, което отслабва кората. Тогава на период от около 100 млн. години настъпва субдукция в огромен мащаб, което напълно обновява кората. През март 2014 година първото пряко свидетелство за продължаващ вулканизъм  беше локализирано под формата на инфрачервени "проблясъци" над разломната зона Ганики Чазма в близост до вулкана Маат Монс. Тези проблясъци вариращи от 40 до 320 градуса по Целзий над околната температура се смятат или за горещи газове или за лава освободени от вулканични изригвания. 

  Кратерите на Венера варират от 3 до 280 км. в диаметър. Няма кратери по-малки от 3 км. поради ефекта на гъстата атмосфера върху навлизащите обекти. Обекти с по-малка от определена кинетична енергия са забавени толкова много от атмосферата, че не създават ударен кратер. Навлизащите обекти по-малки от 50 метра в диаметър ще се разпаднат и изгорят в атмосферата преди да достигнат повърхността. 

Вътрешна структура

  Без сеизмични данни или познаване на нейния инерционен момент, малко пряка информация е достъпна за вътрешната структура и геохимията на Венера. Сходството по размер и плътност между Венера и Земята предполага, че те споделят подобна вътрешна структура: ядро, мантия и кора. Подобно на това на Земята, ядрото на Венера е поне частично втечнено, защото двете планети са се охлаждали със сходно темпо. Малко по-малкият размер на Венера предполага по-ниско налягане във вътрешните слоеве на планетата от тези на Земята. Основната разлика между двете планети е липсата на доказателства за тектоника на плочите на Венера, вероятно поради това, че нейната кора е твърде здрава, за да протече субдукция без вода, която да я направи по-малко вискозна. Това води до намаляване на загубите на топлина от планетата, което я предпазва от охлаждане и осигурява по-вероятно обяснение за липсата на вътрешно генерирано магнитно поле. Вместо това, Венера може да загуби своята вътрешна топлина в периодично настъпващи катаклизми.

Атмосфера и климат

  Венера има изключително гъста атмосфера, състояща се основно от въглероден диоксид и малки количества азот. Атмосферната маса е 93 пъти по-голяма от тази на Земната атмосфера, докато налягането на повърхността на планетата е 92 пъти това на Земната повърхност - налягане еквивалентно на това на дълбочина от 1 км. под Земните океани. Плътността на въздуха над повърхността на Венера е 65 кг/м^3, 6,5% от това на водата. Богатата на въглероден диоксид атмосфера, заедно с гъсти облаци от серен диоксид, генерират най-силният парников ефект в Слънчевата система, създавайки повърхностни температура от най-малко 462 градуса по Целзий. Това прави повърхността на Венера по-гореща от тази на Меркурий, която има минимална температура на повърхността от -220 градуса по Целзий и максимална от 420 градуса, въпреки че Венера е почти 2 пъти по-далеч от Слънцето и поради това получава само 25% от Слънчевата радиация на Меркурий. Повърхността на Венера често е описвана като адска. Тази температура е по-висока от температурите, които се използват за постигане на стерилизация. 

  Проучвания предполагат, че преди милиарди години атмосферата на Венера е приличала много повече на Земната, отколкото сега. Тогава може би е имало значителни количества вода на повърхността, но след период от 600 млн. до няколко милиарда години изпаряването на тази първоначална вода е причинило неконтролируем парников ефект, което е генерирало критично ниво на парникови газове в нейната атмосфера. Въпреки, че условията на повърхността на планетата вече не са били гостоприемни за живота подобен на този на Земята, който може би се е бил зародил там преди това събитие, възможно е този живот да може да съществува в ниските и средни облачни слоеве в атмосферата на Венера. 

  Термичната инерция и преносът на топлина от ветровете в ниските слоеве на атмосферата означават, че температурата на повърхността на Венера не се различава значително между дневните и нощните страни на планетата, въпреки нейното изключително бавно въртене. Ветровете на повърхността са бавни, движещи се с няколко километра в час, но поради високата плътност на атмосферата на Венера на повърхността, те оказват значително количество сила на съпротивление срещу препятствия, като по този начин транспортират прах и малки камъни по повърхността. Това само по себе си би затруднило движението на човек, дори и горещината, налягането и липсата на кислород да не бяха проблем. 

  Над гъстия слой от въглероден диоксид има дебели облаци състоящи се основно от серен диоксид и капчици сярна киселина. Тези облаци отразяват и разсейват около 90% от слънчевата светлина, която пада върху тях обратно в космоса и пречат за визуалното наблюдение на повърхността на Венера. Постоянната облачна покривка означава, че въпреки, че Венера е по-близко до Слънцето отколкото Земята, нейната повърхност не е така добре осветена. Силни ветрове със скорост 300 км/ч по върховете на облаците обикалят планетата на всеки 4-5 Земни дни. Ветровете на Венера се движат с до 60 пъти по-висока скорост от тази на ротация на планетата, докато най-бързите ветрове на Земята са само с 10-20% от нейната скорост на ротация. 

  Повърхността на Венера е ефективен изотермик. Тя поддържа постоянна температура не само между деня и нощта, но и между екватора и полюсите. Малкият наклон на оста на планетата - по-малко от 3 градуса, сравнено с 23 градуса наклон на Земната ос - също намалява сезонните вариации на температурата. Единствената оценима промяна на температурата настъпва с нарастване на височината. Най-високата точка на Венера, Максуел Монтес, е и най-студената точка на планетата, с температура от около 380 градуса по Целзий и атмосферно налягане от около 45 бара. През 1995 година сондата Магелан засне силно отразяващо вещество по най-високите планински върхове, което породи силни прилики със Земния сняг. Това вещество може би е оформено от подобен процес на снега, макар и с много по-висока температура. Твърде летливо за да кондензира върху повърхността, то е преминало в газообразна форма за да охлади по-високите нива, от където след това пада като валежи. Видът на това вещество не се знае със сигурност, но спекулациите варират от елементарен телур до оловен сулфид (галенит). 

  Облаците на Венера са способни да продуцират мълнии, много подобно на облаците на Земята. Съществуването на мълнии беше оспорвано до първите заподозрени изблици, засечени от Съветските сонди Венера. През 2006-2007 година Венера Експрес засече ясно вълни в режим Уислър (вълни в плазмата, които имат магнитна компонента и в които основно електроните осцилират), които са доказателство за присъствието на мълнии. Тяхната периодична поява, показва модел свързан с активност на времето. Честотата на мълниите е поне на половина от тази на Земята. През 2007 година Венера Експрес откри, че на южния полюс съществува огромен двоен атмосферен вихър. Друго откритие направено от сондата Венера Експрес през 2011 година е, че съществува озонов слой високо в атмосферата на Венера. 

  На 29.01.2013 година учени от Европейската Космическа Агенция съобщиха, че йоносферата на планетата Венера излъчва потоци навън, по начин подобен на "йонната опашка струяща от комета при подобни условия".

Магнитно поле и ядро

  През 1967 година сондата Венера 4 откри, че магнитното поле на Венера е много по-слабо от Земното. Това магнитно поле е индуцирано от взаимодействието между йоносферата и слънчевия вятър, вместо от вътрешен динамо ефект в ядрото, както е при Земята. Малката индуцирана магнитосфера на Венера осигурява незначителна защита на атмосферата срещу космическа радиация. Тази радиация може да доведе до мълнии причинени от триенето облак в облак. 

  Липсата на вътрешно магнитно поле при Венера е била изненадваща, имайки се предвид сходните й размери със Земята, като заради това се е очаквало и там да има вътрешен динамо ефект при ядрото. Динамото изисква три неща: проводяща течност, въртене, и конвекция. Ядрото се смята, че е електропроводимо и въпреки, че въртенето му често се смята, че е твърде бавно, симулации показват, че това е достатъчно, за да се произведе динамо ефект. Това предполага, че този ефект липсва поради липсата на конвекция в сърцевината на Венера. На Земята конвекцията настъпва във външния течен слой на ядрото, понеже вътрешният течен слой е много по-горещ от външния. На Венера, глобално катаклизмично събитие може да е изключило тектониката на плочите и това да е довело до намаляване на топлинния поток през земната кора. Това предизвиква температурата на мантията да се увеличи, като по този начин намалява топлинният поток от ядрото. В резултат на това вътрешното геодинамо не е способно да продуцира магнитно поле. Вместо това топлинната енергия от ядрото се използва за презатопляне на кората. 

  Една възможност е, Венера да няма твърда сърцевина, или ядрото понастоящем да не се охлажда, така че цялата му течна част да е приблизително с еднаква температура. Друга възможност е, ядрото вече напълно да се е втвърдило. Състоянието на ядрото е силно зависимо от концентрацията на сяра, която е неизвестна в момента.

  Слабата магнитосфера около Венера означава, че слънчевият вятър взаимодейства директно с външната й атмосфера. Тук йони на водород и кислород се създават от дисоциацията на неутрални молекули от ултравиолетовата радиация. Слънчевият вятър тогава доставя енергия, която дава на някои от тези йони достатъчна скорост, за да избягат от гравитационното поле на Венера. Този ерозионен процес води до постоянна загуба на йоните с ниска маса на водорода, хелия и кислорода, докато по-масивните молекули, като например тези на въглеродния диоксид е по-вероятно да бъдат съхранени. Атмосферната ерозия от слънчевия вятър, вероятно е довела до загубата на повечето от водата на Венера по време на първите няколко милиарда години след формирането й. Ерозията е увеличила отношението на по-тежкия деутерий спрямо по-лекия водород в горната атмосфера с 150 пъти спрямо отношението им в долната част на атмосферата. 

Орбита и въртене

  Венера обикаля около Слънцето на средна дистанция от около 0,72 астрономически единици (108 млн. км.) и прави една пълна обиколка на всеки 224,65 дни. Въпреки, че всички планетарни орбити са елиптични, орбитата на Венера е най-близка до кръговата с ексцентрицитет по-малко от 0,01. Когато Венера се намира между Земята и Слънцето, познато като малкото застъпване, тя прави най-близкият подход до Земята от всяка друга планета, със средна дистанция от 41 млн. км. Средно планетата достига малкото застъпване на всеки 584 дни. Поради намаляване на ексцентричността на орбитата на Земята, минималните отстояния ще станат по-големи след десетки хиляди години. От 1-ва година до 5383-та година, има 526 подхода на по-малко от 40 милиона километра; след това няма такива в продължение на около 60158 години. По време на периодите на по-голяма ексцентричност, Венера може да дойде толкова близо до нас, че да е само на  38,2 млн. км. 

  Всички планети от Слънчевата система обикалят около Слънцето в посока обратна на часовниковата стрелка, гледано над северния полюс на Земята. Повечето планети също се въртят по осите си в посока обратна на часовниковата стрелка, но Венера се върти по часовниковата стрелка (наречено "ретроградно" въртене) веднъж на всеки 243 Земни дни - най-бавният период на въртене от всички планети. Поради бавната си ротация, планетата е силно сферична. По този начин денят на Венера трае по-дълго от годината там (243 срещу 224,7 Земни дни). Екваторът на Венера се върти с 6,5 км/ч, докато Земният се върти с приблизително 1670 км/ч. Ротацията на Венера се е забавила с 6,5 минути на Венериански ден, откакто космическият апарат Магелан я посети преди 16 години. Поради ретроградното въртене, дължината на един слънчев ден на Венера е значително по-малка от звездния ден - 116,75 земни дни (правейки един слънчев ден на Венера по-къс от 176-те земни дни на Меркурий); една година на Венера е дълга около 1.92 (слънчеви) дни. За наблюдател от повърхността на Венера, Слънцето ще изгрява от запад и ще залязва на изток. 

  Венера може да се е образувала от слънчевата мъглявина с различен период на въртене, достигайки сегашното си състояние благодарение на хаотични промени във въртенето, причинени от планетарни сътресения и приливни ефекти върху гъстата атмосфера. Това е промяна, която би настъпила в течение на милиарди години. Периодът на Венера може да представлява равновесно състояние между приливното заключване към Слънчевата гравитация, което се стреми да забави въртенето и атмосферният прилив, създаден от слънчевото нагряване на дебелата атмосфера на Венера. 584-дневният период между отделните близки подходи до Земята е равен почти точно на 5 Венериански слънчеви дни, но хипотезата за орбитален резонанс със Земята е отхвърлена. 

  Венера няма естествени спътници, въпреки че астероид 2002 VE68 в момента поддържа квази-орбитални отношения с нея. Освен този квази-спътник, тя има два други временни орбитални спътници - 2001 CK32 и 2012 XE. През 17-ти век, Джовани Касини съобщава за луна в орбита около Венера, която е кръстена Нейт и множество наблюдения са докладвани през следващите 200 години, но повечето от тях са определени звезди в околността. Проучване на моделите на ранната Слънчева система от 2006 година на Алекс Алеми и Дейвид Стивънсън от Калифорнийския Технологичен Институт, показва че Венера е имала поне една луна създадена от огромен сблъсък с планетата, случил се преди милиарди години. Според проучването, около 10 млн. години по-късно друг сблъсък е обърнал посоката на въртене на планетата и е накарал луната на Венера постепенно да се приближава спирално навътре, докато накрая се е сблъскала и сляла с Венера. Ако по-късни сблъсъци са създали луни, те са били абсорбирани по същия начин. Алтернативно обяснение на липсата на сателити е ефектът на силните слънчеви вълни, които могат да дестабилизират големи сателити, обикалящи вътрешните планети от Земен тип. 

Наблюдение

  Венера е винаги по-ярка от всяка звезда (освен от Слънцето). Най-голямата светимост, видима величина -4.9, се появява по време на фазата на полумесец, когато е в близост до Земята. Венера избледнява до около магнитуд -3, когато е осветена отзад от Слънцето. Планетата е достатъчно ярка, за да се види в средата на деня при ясно небе, както и може лесно да се види, когато Слънцето е ниско на хоризонта. Като по-низша планета, тя винаги се намира в рамките на около 47 ° от Слънцето. Венера "изпреварва" Земята на всеки 584 дни, докато обикаля около Слънцето. Докато го прави, тя се променя от "вечерница", видима след залез Слънце, на "Утринна звезда" или "зорница", видима преди изгрев Слънце. Въпреки че Меркурий, другата по-вътрешна планетата, достига максимално удължение от само 28 °, често е трудно да се различи в здрача, докато Венера е трудно да се пропусне, когато е в най-ярката си фаза. Нейната по-голяма максимална удълженост означава, че е видима в тъмно небе дълго след залез Слънце. Като най-ярката точка на небето, Венера често е докладвана като НЛО. Президентът на САЩ Джими Картър заявил, че е видял НЛО през 1969 г., като по-късни анализи предполагат, че това вероятно е била Венера. Безброй други хора са сбъркали Венера за нещо по-екзотично. 

  Докато се движи около орбитата си, Венера показва фази, подобни на тези на Луната в телескопичен изглед. Планетата представлява малко "пълно" изображение, когато тя е на противоположната страна на Слънцето. Тя се показва, като по-голяма "четвърт фаза", когато е в своето максимално удължение от Слънцето и е най-ярка в нощното небе, и представлява много по-голям "тънък полумесец" в телескопична гледка, когато идва към близката страна между Земята и Слънцето. Венера е най-голяма и представя своята "нова фаза", когато е между Земята и Слънцето. Нейната атмосфера може да се види с телескоп, като ореол от светлина пречупена около нея.

Транзити

  Орбитата на Венера е леко наклонена спрямо Земната орбита. По този начин, когато планетата минава между Земята и Слънцето, тя обикновено не пресича лицето на Слънцето. Транзитите на Венера настъпват, когато малкото застъпване на планетата съвпада с присъствието й в равнината на Земната орбита. Транзитите на Венера настъпват в цикли от 243 години, като в настоящия модел на транзити, те са двойки от транзити, разделени от осем години на интервали от около 105,5 години или 121,5 години - модел, открит за първи път през 1639 г. от английския астроном Еремия Хоръкс. Последната двойка транзити е била на 08 юни 2004 г. и 5-6 юни 2012 г. Транзитното преминаване може да бъде гледано на живо онлайн  или наблюдавано на местно ниво с подходящото оборудване и условия. Предходната двойка транзити настъпили през декември 1874 г. и декември 1882 г.; следващата двойката ще се появи през декември 2117 г. и декември 2125 г. Исторически, транзитите на Венера са важни, защото те са позволили на астрономите да определят размера на астрономическата единица, а оттам и размера на Слънчевата система, както е показано от Хоръкс през 1639 г. Проучването на източното крайбрежие на Австралия от капитан Кук дойде, след като той беше плавал до Таити през 1768 г. за да наблюдава транзита на Венера. 

Пепелява светлина

  Дългогодишна мистерия на Венера е така наречената пепелява светлина - привидно слабо осветяване на тъмната страна на планетата, виждащо се, когато планетата е във фазата на полумесец. Първите заявени наблюдения на пепелявата светлина са направени през 1643 г., но съществуването на осветлението никога не е било надеждно потвърдено. Наблюдателите са спекулирали, че това може да е причинено от електрическа активност в атмосферата на Венера, но това може да бъде илюзия, резултат от физиологичен ефект от наблюдаване на светъл обект с форма на полумесец. 

Проучвания

Ранни проучвания

  Венера е била известна на древните цивилизации и като "утринна звезда" и като "вечерна звезда", имената, които отразяват първоначалното разбиране, че това са два отделни обекта. Плочката Венера на Амисадука, датирана от 1581 г. пр.н.е., показва Вавилонското разбиране, че двете са един и същи обект, описано на плочката като "ярката кралица на небето" и подкрепено в нея с детайлни наблюдения. Гърците са смятали, че двете са отделни звезди, Фосфор и Вечерница, до времето на Питагор през 6-ти век пр.Хр. Римляните определили сутрешния аспект на Венера като Луцифер, буквално "Носителя на светлина", а вечерния аспект като Веспър, двете буквален превод на съответните гръцки имена. 

  Транзитът на Венера е бил за пръв път наблюдаван през 1032 година от персийския астроном Авицена, който е заключил, че Венера е по-близко до Земята от Слънцето и е установил, че Венера е, или поне понякога е, под Слънцето. През 12-ти век, Андалусийският астроном Ибн Бажах наблюдава "две планети, като черни петна по лицето на Слънцето", които по-късно са били идентифицирани като транзитите на Венера и Меркурий от астрономът от Марага Яотб ал-Дин Ширази през 13-ти век. Транзитът на Венера също е наблюдаван от Еремия Хоръкс на 04 Декември 1639 (24 ноември по Юлианския календар в употреба по това време), заедно със своя приятел, Уилям Крабтрий, всеки от съответните им домове.

  Когато италианскияt физик Галилео Галилей първи наблюдава планетата в началото на 17 век, той открил, че показа фази като луната, вариращи от полумесец до пълно и обратно. Когато Венера е най-отдалечена от Слънцето в небето, тя показва половин осветена фаза, а когато е най-близо до Слънцето в небето, се показва като полумесец или пълна фаза. Това би могло да бъде възможно само ако Венера е в орбита около Слънцето, и това е едно от първите наблюдения ясно противоречащи на геоцентричния модел на Птолемей гласящ, че Слънчевата система е концентрична и в центъра й е Земята.

  Атмосферата на Венера е била открита през 1761 г. от руския енциклопедист Михаил Ломоносов. Атмосферата на Венера е била наблюдавана през 1790 г. от немския астроном Йохан Шрьотер. Шрьотер открил, че когато планетата е тънък полумесец, краищата му са разширени на повече от 180 °.Той правилно предположил, че това се дължи на разсейване на слънчевата светлина в гъста атмосфера. По-късно, американският астроном Честър Смит Лиман наблюдава пълен кръг около тъмната страна на планетата, предоставяйки допълнителни доказателства за наличието на атмосфера. Атмосферата усложнява усилията да се определи период на ротация за планетата, и наблюдателите като роденият в Италия астроном Джовани Касини и Шрьотер неправилно са изчислили периоди от около 24 часа, съдейки по движенията на маркировки върху видимата повърхност на планетата.

Наземни изследвания

  До 20-ти век малко още е било открито за Венера. Нейният почти безличени диск не е давал почти никакъв намек как би изглеждала нейната повърхност, и само с развитието на спектроскопски, радарни и ултравиолетови наблюдения, повече от нейните тайни са били разкрити. Първите UV Наблюденията са извършени през 1920 година, когато Франк Е. Рос установява, че UV фотографиите разкриват значителни подробности, отсъстващи при видима и инфрачервена радиация. Той предположил, че това се дължи на гъста, жълта по-ниска атмосфера с високи перести облаци над нея.

  Спектроскопичните наблюдения от 1900 г. дали първите улики за въртенето на Венера. Весто Слайфър се опитал да измери доплерова промяна на светлината от Венера, но открил, че не може да открие всяко завъртане. Той предположил, че планетата трябва да има много по-дълъг период на ротация, отколкото е била обмисляна. По-късна работа от 1950 г.  показала, че въртенето е ретроградно. Радарни наблюдения на Венера първо били проведени през 1960 г. и осигурили първите измервания на периода на въртене, които са близо до съвременните стойности.

  Радарни наблюдения през 70-те години разкрили подробности за повърхността на Венера за първи път. Импулси на радиовълни били излъчвани към планетата с помощта на 300 метровия (980 футов) радиотелескоп от обсерваторията Аресибо, и ехото разкрило два силно отразяващи района, определени като алфа и бета региони. Наблюденията разкрили също така ярка област оприличена на планини, която е наречена Maxwell Montes. Тези три обекта сега са единствените на Венера, които нямат женски имена.

Проучване

Първи опити

  Първата роботизирана мисия на космическа сонда към Венера, и първата към която и да е друга планета, започва на 12 февруари 1961 г., с пускането на сондата Венера 1. Първият апарат на иначе изключително успешната съветска програма Венера, Венера 1 е изстреляна на траектория за пряко въздействие, но контакт с нея е загубен седем дни след началото на мисията, когато сондата е на около 2 милиона километра от Земята. Очаквало се е, че ще премине в рамките на разстояние от 100 хиляди км от Венера в средата на Май.

  За САЩ изследването на Венера също започва зле със загубата на сондата Маринър 1 при изстрелването й. Последващата я мисия Маринър 2 след 109-дневен трансфер на 14.12.1962 г. става първата успешна междупланетарна мисия преминавайки на 34833 км. над повърхността на Венера. Нейните микровълнови и инфрачервени радиометри разкриват, че въпреки че горния слой облаци в атмосферата на Венера били студени, повърхността била екстремно гореща - поне 425 градуса по Целзии - потвърждавайки предишните наблюдения от Земята и слагайки край на всички надежди, че планетата може да приюти живот. Маринър 2 също така постига по-точни оценки на масата на планетата и на астрономическата единица, но не успява да засече нито магнитно поле, нито радиационни пояси. 

Навлизане в атмосферата

  Съветската проба Венера 3 се приземява и се разбива на Венера 1-ви март 1966 г. Тя е първият обект направен от човека, който навлиза в атмосферата и се сблъсква с повърхността на друга планета. Нейната комуникационна система спира да функционира преди да успее да върне каквито и да било данни от планетата. На 18-ти октомври 1967 г. Венера 4 успешно навлиза в атмосферата и разгръща научни експерименти. Венера 4 показва, че температурата на повърхността е дори по-висока от измерената от Маринър 2 - почти 500 градуса по Целзии и атмосферата е съставена от 90-95% въглероден диоксид. Атмосферата на Венера била значително по-гъста, отколкото дизайнерите на Венера 4 са очаквали и нейното по-бавно от очакваното парашутно спускане означавало, че батериите са се изтощили преди пробата да достигне повърхността. След връшането на данни от спускането в продължение на 93 минути, последното засечено налягане от Венера 4 е било 18 бара на височина от 24,96 км. 

  Един ден по-късно на 19-ти октомври 1967 г. Маринър 5 осъществява близко прелитане на разстояние по-малко от 4000 км. от върховете на облаците на планетата. Маринът 5 първоначално е бил построен като резерва за проектирания за Марс Маринър 4; когато тази мисия била успешна, пробата била преоборудвана за мисия към Венера. Комплект от инструменти, по-чувствителни от тези на Маринър 2, в частност неговия експеримент с радио затъмнение, връща данни относно композицията, налягането и плътността на атмосферата на Венера. Сборът от данните изпратени от Венера 4 и Маринър 5 били анализирани от комбиниран съветско-американски научен екип през следващата година, в ранен пример на космическо сътрудничество. 

  Въоръжен с уроците и данните научени от Венера 4, Съветският Съюз изпраща пробите близнаци Венера 5 и 6 една след друга през 5 дни през януари 1969 г; те достигат Венера през 1 ден - на 16-ти и 17-ти май. Пробите са били подсилени за да се подобри тяхната устойчивост на смачкване до 25 бара и са били оборудвани с по-малки парашути за да се постигне по-бързо спускане. Тъй като тогавашните атмосферни модели на Венера предполагали повърхностно налягане между 75 и 100 бара никой не е очаквал пробите да оцелеят до повърхността. След като изпращали атмосферни данни за малко повече от 50 минути и двете били смачкани на височина от близо 20 км. преди да се сблъскат с повърхността на нощната страна на Венера.

Изследвания на повърхността и атмосферата

  Венера 7 представлява опит да се върнат данни от повърхността на планетата и е била конструирана с подсилен модул за спускане, способен да издържи налягане от 180 бара. Модулът е бил предварително охладен преди навлизане в атмосферата и оборудван със специално прибран парашут за бързо 35 минутно спускане. При влизане в атмосферата на 15-ти декември 1970 г., парашутът се смята, че е бил частично разкъсан и сондата ударила повърхността с твърд, но не фатален сблъсък. Вероятно наклонена на едната си страна, тя върнала слаб сигнал, осигурявайки температурни данни за 23 минути - първата телеметрия получена от повърхността на друга планета. 

  Програмата Венера продължава с Венера 8, която изпраща данни от повърхността в продължение на 50 минути, след като навлиза в атмосферата на 22-ри юли 1972 г. Венера 9, която навлиза в атмосферата на Венера на 22-ри октомври 1975 г. и Венера 10, която навлиза в атмосферата 3 дни по-късно изпращат първите изображения от пейзажа на Венера. Двете места на приземяване представят различни терени в близката околност около спускаемите апарати. Венера 9 каца на 20-градусов склон осеян с камъни с размери 30-40 см. Венера 10 показва базалтоподобни скални плочи. 

  Междувременно САЩ изпращат сондата Маринър 10 по траектория "гравитационна прашка" покрай Венера по пътя й за Меркурии. На 5-ти февруари 1974 г. Маринър 10 преминава на 5970 км. от Венера връщайки над 4000 фотографии. Изображенията, най-добрите постигани дотогава, показват планетата почти без отличителни черти във видимата светлина, но ултравиолетовата светлина разкрива подробности в облаците, които никога не са били виждани при Земни наблюдения. 

  Американският проект Пионер се състои от 2 отделни мисии. Орбиталният апарат Пионер бива въведен в елиптична орбита около Венера на 4-ти декември 1978 г. и остава там за повече от 13 години изучавайки атмосферата и картографирайки повърхността с радар. Другата част от мисията Пионер изпраща общо 4 проби, които навлезли в атмосферата на 9-ти декември 1978 г. изпращайки данни за нейния състав, ветрове и топлинни потоци. 

  Още 4 мисии към Венера са се състояли през следващите 4 години, включващи Венера 11 и Венера 12 засекли гръмотевичните бури на Венера и Венера 13 и Венера 14 кацнали на 1-ви и 5-ти март 1982 г. и върнали първите цветни снимки на повърхността. Всичките 4 мисии са разполагали с парашути за спиране в горните слоеве на атмосферата, които след това са били освобождавани на височина от 50 км., тъй като гъстата ниска атмосфера е осигурявала достатъчно триене за да позволи меки кацания без допълнителна помощ. Венера 13 и Венера 14 анализирали почвени проби с разположения на борда си рентгенов флуоресцентен спектрометър и се опитват да измерят свиваемостта на почвата с ударна проба, Венера 14 удря своята собствена изкарана капачка на обектива на камерата и нейната проба не успява да контактува с почвата. Програмата Венера идва до своя край през октомври 1983 г., когато Венера 15 и Венера 16 са поставени в орбита за провеждане на картографиране на терена на Венера с радар със синтетична апертура.

  През 1985 г. Съветският съюз се възползва от възможността да комбинира мисии до Венера и Халеевата комета, която преминава през вътрешната част на Слънчевата система през тази година. По пътя към кометата на 11-ти и 15-ти юни 1985 г. двата космически кораба от програмата Вега пускат по една сонда, като те освобождават по един поддържан от балон аеробот в горната атмосфера на планетата. Балоните постигат равновесна височина от 53 км., където налягането и температурата са съпоставими с тези на Земната повърхност. Те остават оперативни за около 46 часа и откриват, че атмосферата на Венера е много по-турбулентна. отколкото се е смятало преди и е обект на силни ветрове и мощни конвекционни клетки. 

Радарно картографиране

  Ранните базирани на Земята радари осигурили основна идея за повърхността на Венера. Мисиите Пионер и Венера осигурили подобрена резолюция. 

  Сондата на САЩ Магелан е изпратена на 4-ти май 1989 г. с мисия да картографира повърхността на Венера с радар. Изображенията с висока резолюция, получени по време на своите 4 ½ години на работа далеч надминават всички предишни карти и са сравними с фотографии на други планети  във видимата светлина. Магелан заснема над 98% от повърхността на Венера с радар и картографира 95% от нейното гравитационно поле. През 1994 г., в края на своята мисия, Магелан е изпратен към разрушаването му в атмосферата на Венера, за да се определи количествено плътността й. Венера е наблюдавана от космическите апарати Галилео и Касини по време на близките им прелитания към респективните мисии до външните планети, но Магелан е последната самостоятелна мисия към Венера за над десетилетие. 

Настоящи и бъдещи мисии

  Мисията на НАСА Месинджър прави две близки прелитания край Венера през октомври 2006 г. и юни 2007 г. за да забави своята траектория за евентуално навлизане в орбита на Меркурий през март 2011 г. Тя събира научни данни за Венера по време на двете близки прелитания. 

  Сондата Винъс Експрес е проектирана и построена от Европейската Космическа Агенция. Изстреляна на 9-ти ноември 2005 г. от руската ракета Союз-Фрегата осигурена от компанията Старсем, тя успешно приема полярна орбита около Венера на 11-ти април 2006 г. Сондата предприема детайлно изучаване на атмосферата и облаците на Венера, включващо картографиране на планетната плазмена околна среда и повърхностни характеристики, в частност температурите. Един от първите резултати от Винъс Експрес е откритието, че съществува огромен двоен атмосферен вихър над южния полюс. 

  Японската агенция за аерокосмически изследвания разработва орбитален апарат за Венера на име Акатсуки, който е изстрелян на 20-ти май 2010 г., но не успява да навлезе в орбита през Декември 2010 г. Нейният основен двигател все още е офлайн, така че сондата ще използва малките си контролни тръстери за да направи друг опит за навлизане в орбита на 7-ми Декември 2015 г. Планираните изследвания включват фотографиране на повърхността с инфрачервена камера и провеждането на експерименти, които да потвърдят съществуването на светкавици, както и определянето на съществуването на текущ повърхностен вулканизъм. 

  Европейската Космическа Агенция планира изпращането на мисия към Меркурий през Януари 2017 г. наречена БепиКоломбо, която ще осъществи две близки прелитания край Венера преди да достигне орбита около Меркурий през 2020 г.

  НАСА ще изстреля Solar Probe Plus през 2018 г., която ще осъществи 7 близки прелитания край Венера по време на своето 6 годишно изследване в орбита на Слънцето.

  В рамките на програмата си Нови Граници, НАСА предложи мисия за кацане на Венера, наречена the Venus In-Situ Explorer, който да кацне на Венера, да проучи условията на повърхността и да изследва елементните и минералогични характеристики на реголита. Сондата ще бъде оборудвана с инструмент за вземане на проби, с който да пробие повърхността и да проучи девствени скални проби, неерозирали от суровите условия на повърхността. Мисия с атмосферна и повърхностна сонда беше предложена от НАСА като кандидат по време на селекцията на Нови Граници през 2009 г, но мисията не беше избрана за полет. 

  Сондата Венера-Д е предложената от Русия космическа сонда към Венера, която да бъде изстреляна около 2024 г. Тя трябва да направи отдалечени наблюдения около планетата и да спусне апарат, проектиран на базата на мисиите Венера, който да се приземи на повърхността и е способен да оцелее дълго време там. Други предложени концепции за изследване на Венера включват роувъри, балони и самолети. 

Колонизация

  Благодарение на нейните изключително враждебни условия, повърхностна колония на Венера не е възможна с настоящата технология. Атмосферното налягане и температурата приблизително на 50 км. над повърхността са подобни на тези на повърхността на Земята, а Земният въздух (азот и кислород) ще бъде летлив газ в атмосферата на Венера съставена основно от въглероден диоксид. Това е довело до предложения за "летящи градове" в атмосферата на Венера. Аеростатите (по-леки от въздушните балони) могат да бъдат използвани за първоначално проучване и в крайна сметка за постоянни селища. Наред с множеството инженерни предизвикателства са опасните количества сярна киселина на тези височини.