Venus és el segon planeta del sistema solar atenent la seva proximitat al Sol. El planeta s'anomena així en honor de Venus, la deessa romana de l'amor. Sense comptar la Lluna, és l'objecte natural més lluminós del cel nocturn, arribant a una magnitud aparent de −4,6 i capaç de projectar ombres visibles a la Terra en condicions fosques i ser visible a ull nu a plena llum del dia. Com que Venus és més interior que la Terra, sempre apareix a prop del Sol: la seva elongació arriba a un màxim de 47,8°. Des de la Terra, la lluminositat màxima de Venus és poc abans de l'alba o poc després de la posta de sol, raó per la qual de vegades s'anomena l'estel de l'alba, del matí o del vespre.
Es classifica com a planeta tel·lúric, i de vegades se'n diu el planeta germà de la Terra, perquè són similars en mida, gravetat, i composició general. Venus està cobert per una capa opaca de núvols d'àcid sulfúric altament reflectors, cosa que impedeix l'observació de la superfície amb llum visible. Venus té l'atmosfera més densa de tots els planetes terrestres, la qual consisteix principalment en diòxid de carboni, perquè no té ni cicle del carboni ni vida orgànica per absorbir-lo en forma de biomassa. Es creu que Venus, en temps antics, tenia oceans semblants als de la Terra, però aquests es van evaporar completament quan la temperatura va augmentar, deixant una capa desèrtica amb roques en forma de lloses. Probablement l'aigua s'ha dissociat i, com que Venus no té camp magnètic, el vent solar s'ha endut l'hidrogen cap a l'espai interplanetari. La pressió atmosfèrica a la superfície del planeta és 92 vegades la de la Terra.
La superfície de Venus va ser subjecte d'especulació fins que alguns dels seus secrets van ser descoberts a finals del . El Projecte Magellan en va fer una cartografia detallada entre el 1990 i el 1991. El sòl mostra proves de vulcanisme, i el sofre de l'atmosfera podria indicar que hi ha hagut erupcions recents. Tanmateix, encara és un enigma per què no es troben rius de lava al voltant de cap de les calderes visibles. Hi ha un baix nombre de cràters d'impacte, cosa que mostra que la superfície és relativament jove, amb una edat d'aproximadament 500 milions d'anys. No hi ha cap indici de tectònica de plaques, possiblement perquè la seva escorça és massa dura per subduir sense aigua que la faci més fluida. En comptes d'això, és possible que Venus vagi perdent la seva escalfor interna en episodis periòdics de renovació en massa de la seva superfície. Com Mercuri, Venus no té cap lluna. Els dies solars a Venus, amb una durada de 117 dies terrestres, són gairebé la meitat més llargs que el seu any solar, orbitant al voltant del Sol cada 224,7 dies terrestres. Aquesta durada del dia venusiana és producte de la seva rotació contra el seu moviment orbital, reduint a la meitat el seu període de rotació sideral complet de 243 dies terrestres, el més llarg de tots els planetes del Sistema Solar. Venus i Urà són els únics planetes amb una rotació tan retrògrada, la qual cosa fa que el Sol es mogui en els seus cels des del seu horitzó occidental fins al seu est. L'òrbita de Venus al voltant del Sol és la més propera a l'òrbita de la Terra, apropant-los més que qualsevol altre parell de planetes. Això passa durant la conjunció inferior amb un període sinòdic d'1,6 anys. Tanmateix, Mercuri és més freqüentment el més proper a cadascun.
L'adjectiu venusià s'utilitza normalment per a objectes relacionats amb Venus Al text, se cita dia venusià. o per a referir-se als seus hipotètics habitants.Diccionari de la Gran Enciclopèdia catalana Venus és l'únic planeta del sistema solar anomenat en honor d'una figura femenina, tot i que els planetes nans, entre d'altres Ceres, Eris, Haumea i Sedna, també tenen noms femenins.
Característiques físiques La seva densitat i volum són molt semblants als terrestres, raó per la qual durant molt de temps va ser considerat com el planeta bessó de la Terra. El diàmetre de Venus és de 12.092 km (només 650 km menys que el de la Terra) i la seva massa és d'un 81,5% respecte de la Terra. Les condicions a la superfície de Venus difereixen radicalment de les de la Terra, a causa de la densa atmosfera de diòxid de carboni. La massa de l'atmosfera de Venus és en un 96,5% diòxid de carboni, i la major part del 3,5% restant consisteix en nitrogen.
Atmosfera i clima
Venus conté una densa atmosfera, composta en la seva major part per diòxid de carboni i una petita quantitat de nitrogen. La pressió al nivell de la superfície és 90 vegades superior a la pressió atmosfèrica en la superfície terrestre (una pressió equivalent a una profunditat d'un quilòmetre sota el nivell del mar a la Terra).miniatura|esquerra|Venus en color vertader, tal com li confereix la seva densa capa de núvols L'enorme quantitat de CO2 de l'atmosfera provoca un fort efecte d'hivernacle que eleva la temperatura de la superfície del planeta fins a prop de 460 °C a les regions menys elevades prop de l'equador. Això fa que Venus sigui més calent que Mercuri, malgrat trobar-se a més del doble de la distància del Sol que aquest i de rebre només el 25% de la seva radiació solar (2.613,9 W/m2 a l'atmosfera superior i 1071, 1 W/m² a la superfície). A causa de la inèrcia tèrmica de la seva massiva atmosfera i al transport de calor pels forts vents de la seva atmosfera, la temperatura no varia de manera significativa entre el dia i la nit. Tot i la lenta rotació de Venus (menys d'una rotació per any venusià, equivalent a una velocitat de rotació a l'equador de només 6,5 km/h), els vents de l'atmosfera superior circumval·len el planeta en tan sols quatre dies, distribuint eficaçment la calor. A més del moviment zonal de l'atmosfera d'oest a est, hi ha un moviment vertical en forma de cèl·lula de Hadley, que transporta la calor de l'equador fins a les zones polars i fins i tot a latituds mitjanes del costat no il·luminat del planeta.
+ Temperatura de Venus Tipus TemperaturaSuperfície Màxim 482 °C Normal 453 °C Mínim 438 °C
La radiació solar gairebé no arriba a la superfície del planeta. La major part de la llum solar, que intenta travessar els núvols, es veu absorbida per una atmosfera que dificulta enormement que aquesta pugui escalfar directament la superfície venusiana. La densa capa de núvols que volta longitudinalment tot el planeta en quasi quatres dies, impedeix l'observació directa de la superfície del planeta i reflecteix a l'espai aproximadament un 75% de la llum provinent del Sol que hi cau a sobre, cosa que enfosqueix la superfície vista de Venus. La cobertura de núvols és tal que molt poca llum solar pot penetrar fins a la superfície, de manera que el nivell de llum és només al voltant d'uns 5.000-10.000 lux amb una visibilitat de tres quilòmetres. En aquesta situació, una sonda enviada al planeta i dotada de panells solars només podria recollir una escassa quantitat d'energia solar. L'albedo bolomètrica de Venus és aproximadament del 60%, i la seva albedo visual és encara més gran, per la qual cosa hom pot concloure que, malgrat trobar-se més proper al Sol que la Terra, la superfície de Venus no s'escalfa ni s'il·lumina com seria d'esperar per la radiació solar que rep. Això permet afirmar que com que els núvols reflecteixen la majoria de la llum solar que els colpeja, Venus té una albedo geomètrica més alta que els altres set planetes del sistema solar. En absència de l'efecte d'hivernacle, la temperatura a la superfície de Venus podria arribar a ser similar a la de la Terra. No obstant això, l'enorme efecte d'hivernacle associat a la immensa quantitat de CO2 present a l'atmosfera de Venus atrapa la calor, provocant les elevades temperatures d'aquest planeta.
Els forts vents a la part atmosfèrica superior poden assolir els 350 km/h, encara que a nivell del sòl els vents són molt més lents i no arriben a assolir més enllà dels 5 km/h per un alt increment en la pressió o densitat de l'atmosfera arran de la superfície de Venus. No obstant això, fins i tot aquests fluixos vents exerceixen una força considerable contra els obstacles. Els núvols de Venus són gruixuts i estan compostos principalment per gotes de diòxid de sofre i àcid sulfúric, i cobreixen el planeta completament, ocultant la major part dels detalls de la superfície a l'observació externa. La temperatura a la part superior dels núvols (a 70 km sobre la superfície) és de –45 °C. La mida mitjana de temperatura a la superfície de Venus és de 464 °C. El nivell mínim de temperatura que es troba a la taula de la dreta es refereix a la vora superior de núvols. La temperatura de la superfície mai baixa dels 400 °C, cosa que en fa el planeta més calent del sistema solar. A causa del seu efecte hivernacle descontrolat, Venus ha estat identificat per científics com Carl Sagan com un objecte d'avís i investigació relacionat amb el canvi climàtic a la Terra. La superfície de Venus és efectivament isotèrmica; manté una temperatura constant no només entre els dos hemisferis sinó entre l'equador i els pols. El minut d'inclinació axial de Venus —menys de 3°, en comparació amb els 23° a la Terra— també minimitza la variació estacional de la temperatura.
Tot i que Venus no té estacions com a tal, el 2019, els astrònoms van identificar una variació cíclica en l'absorció de la llum solar per l'atmosfera, possiblement causada per partícules opaques i absorbents suspeses als núvols superiors. La variació provoca canvis observats en la velocitat dels vents zonals de Venus i sembla pujar i baixar en el temps amb el cicle de taques solars d'11 anys del Sol.
L'existència de llamps a l'atmosfera de Venus ha estat controvertida ja que les primeres sospitoses ràfegues van ser detectades per les sondes Venera soviètiques. El 2006-07, Venus Express va detectar clarament les ones en mode xiulador, les signatures dels llamps. La seva aparença intermitent indica un patró associat a l'activitat meteorològica. Segons aquestes mesures, la velocitat dels llamps és almenys la meitat de la de la Terra, tanmateix altres instruments no han detectat cap llamp. L'origen de qualsevol llamp encara no és clar, però podria originar-se dels núvols o dels volcans.
El 2007, Venus Express va descobrir que hi havia un doble vòrtex atmosfèric al pol sud. Venus Express va descobrir, l'any 2011, que hi ha una capa d'ozó alta a l'atmosfera de Venus. El 29 de gener de 2013, els científics de l'ESA van informar que la ionosfera de Venus flueix cap a l'exterior d'una manera similar a «la cua d'ions vista fluint des d'un cometa en condicions similars».
El desembre de 2015, i en menor mesura a l'abril i maig de 2016, els investigadors que treballaven en la missió Akatsuki del Japó van observar formes d'arc a l'atmosfera de Venus. Això es va considerar una prova directa de l'existència potser de les ones de gravetat estacionàries més grans del sistema solar.
Geografia
miniatura|esquerra|Mapa de Venus, mostrant els «continents» elevats de color groc: Ishtar Terra a dalt i Afrodita Terra a sota mateix de l'equador, a la dreta La superfície venusiana va ser objecte d'especulació fins que alguns dels seus secrets van ser revelats per la ciència planetària al . Els aterradors de Venera el 1975 i el 1982 van retornar imatges d'una superfície coberta de sediments i roques relativament angulars. La superfície va ser cartografiada en detall per Magellan el 1990-91. El sòl mostra evidències d'un vulcanisme extens, i el sofre a l'atmosfera pot indicar que hi ha hagut erupcions recents.