Venuše je druhá planeta od Slunce ve sluneční soustavě. Je pojmenována po římské bohyni lásky a krásy Venuši. Jedná se o jedinou planetu sluneční soustavy, která je pojmenována po ženě. Venuše je terestrická planeta, co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná Zemi; někdy se proto nazývá „sesterskou planetou“ Země. Eliptická oběžná dráha Venuše má ze všech planet nejmenší výstřednost, pouze 0,007. Okolo Slunce oběhne jednou za 224,7 pozemského dne. Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, její úhlová vzdálenost od Slunce nemůže překročit určitou mez (největší elongace je 47,8°) a lze ji ze Země vidět jen před úsvitem nebo po soumraku. Proto je Venuše někdy označována jako „jitřenka“ či „večernice“, a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější, téměř bodový přírodní zdroj světla na obloze. Její magnituda může dosáhnout hodnoty −4,6. Na obloze je tedy po Slunci a Měsíci nejjasnějším zdrojem. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne.
Venuše je zcela zakryta vrstvou husté oblačnosti, která nedovoluje spatřit její povrch v oblasti viditelného světla. To vyvolalo velkou řadu spekulací o jejím povrchu, přetrvávajících až do 20. století, kdy byl její povrch prozkoumán pomocí přistávacích modulů a radarového mapování povrchu. Venuše má nejhustší atmosféru ze všech terestrických planet, která je tvořena převážně oxidem uhličitým. Pro absenci uhlíkového cyklu ve formě navázání do hornin či na biomasu z atmosféry docházelo k jeho enormnímu nárůstu až do současné podoby. Vznikl tak silný skleníkový efekt, který ohřál planetu na teploty znemožňující výskyt kapalné vody na jejím povrchu a učinil z Venuše suchý a prašný svět. Existují teorie, že Venuše, podobně jako Země, měla oceány kapalné vody. Voda se vlivem narůstající teploty vypařila a následně se pro absenci magnetického pole vodní molekuly střetly s částicemi slunečního větru, což vedlo k jejich rozpadu na kyslík a vodík a k úniku volných částic z atmosféry. Ale kapalná voda tam patrně nikdy nebyla. V současnosti dosahuje tlak na povrchu Venuše přibližně 92násobku tlaku na Zemi.
Venuše byla známa již starým Babyloňanům kolem roku 1600 př. n. l. Byla však pozorována dlouho předtím v prehistorických dobách díky své jasné viditelnosti. V Čechách jsou známy nálezy dokládající její pozorování z archeologické lokality Makotřasy z období asi 2700 let př. n. l.Pleslová-Štiková E., Marek F., Horský Z.: A square enclosure of the… Archeologické rozhledy XXXII. Praha 1980. Ss. 3–35.
Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀). Povrch Venuše mohl být zkoumán až díky radaru a kosmickým sondám. První úspěšné přistání provedla sovětská (SSSR) sonda Veněra 7 15. prosince 1970. V první polovině 90. let 20. století zhotovila americká sonda Magellan detailní mapu téměř celého povrchu planety. Tyto výzkumy přinesly poznatky o silné sopečné aktivitě na povrchu Venuše, což spolu s přítomností síry v atmosféře vedlo k domněnkám, že se na Venuši nachází aktivní vulkanismus i v současnosti, což v roce 2009 potvrdila měření povrchu v infračerveném spektru. Při průzkumu snímků ale nebyly nalezeny žádné doklady lávových proudů, které by pocházely z nedávné doby. Na povrchu bylo překvapivě pozorováno jen malé množství kráterů, naznačující, že celý povrch je relativně mladý o stáří přibližně půl miliardy let.
Vznik Venuše vznikla podobně jako ostatní planety sluneční soustavy přibližně před 4,6 či 4,5 miliardy let akrecí z pracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která svou gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, které se vzájemně srážely a formovaly větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety.
Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu zbylým materiálem ze vzniku soustavy, což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Je dokonce možné, že celý povrch byl roztaven do podoby tzv. magmatického oceánu, jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety a umožňuje existenci vulkanismu a tektonických procesů.
Fyzikální charakteristiky náhled|vlevo|Srovnání se Zemí Venuše je jedna ze čtyř terestrických planet, takže má podobně jako Země pevný kamenitý povrch. Vzhledem k velikosti a hmotnosti je Venuše velice podobná Zemi a často je popisována jako její „sestra“ či „sesterská planeta“. Poloměr Venuše je pouze o 650 km menší než v případě Země, současně její hmotnost dosahuje 81,5 %. Nicméně podmínky na povrchu Venuše jsou od pozemských zcela odlišné. Na povrchu panují extrémní podmínky, způsobené silným skleníkovým efektem. Atmosféra je složena převážně z oxidu uhličitého (96,5 %).
Geologické složení náhled|vlevo|Vnitřní struktura Venuše - kůra (vnější vrstva), plášť (střední vrstva) a jádro (žlutá vnitřní vrstva) Bez možnosti změřit šíření seismických vln skrz jednotlivé vrstvy planety a znalosti momentu setrvačnosti je jen velmi málo způsobů, jak zjistit více informací o vnitřní stavbě a složení planety. Nicméně podobnost rozměru a hmotnosti Venuše se Zemí naznačuje, že tyto dvě planety si budou podobné i ve vnitřní stavbě. Venuše se nejspíše také skládá z jádra, pláště a pevné kůry. Jelikož je menší než Země, dá se odvozovat, že menší bude i její vnitřní tlak. Oproti Zemi se na Venuši také nepodařilo objevit důkazy deskové tektoniky, Venuše tak spolu s Marsem a Merkurem má nejspíše litosféru tvořenou jednou kompaktní litosférickou deskou. Jako vysvětlení se nabízí varianta, že Venuše má příliš silnou litosféru, která zabraňuje průniku chocholů na povrch a nastartování deskové tektoniky.
Vnitřek Venuše je pravděpodobně velmi podobný pozemskému jádru, a je tedy tvořen částečně tekutým železným jádrem o průměru 6 000 km, obklopeným roztaveným kamenným pláštěm. Spolu tvoří tyto dva obaly největší část planety. Spodní hranice pláště leží podle odhadů v hloubce okolo 2 840 km. Složení ani teplota těchto částí planety nejsou podrobně prozkoumány a známy. Předpokládá se, že je zde bohatě zastoupeno zejména železo, a to buď v čistém stavu, nebo vázané se sírou ve formě sulfidu železnatého. Na rozhraní jádra a pláště se odhadují teploty okolo 3 500 °C, v jádře by mohly dosahovat až k 4 000 °C. Venuše, podobně jako Země, překonala gravitační diferenciaci, období krátce po svém zformování, kdy těžší prvky klesaly do středu planety, čímž došlo k vytvoření jádra, zatímco lehčí prvky stoupaly směrem k povrchu. Důkazem diferenciace je vznik sekundární atmosféry planety.
Poslední výsledky z gravitačního měření sondy Magellan nasvědčují, že kůra Venuše je silná přibližně 35 km. Existuje teorie, že Venuše neuvolňuje vnitřní energii pohyby tektonických desek jako Země, ale namísto toho v pravidelných intervalech vyvíjí masivní vulkanickou činnost, vlivem které se její povrch zalévá čerstvou lávou. Tuto teorii podporuje skutečnost, že nejstarší geomorfologické útvary na povrchu jsou staré pouze 800 milionů let, zatímco zbytek povrchu je mladšího data (řádově několik stovek milionů let). V současnosti se předpokládá, že Venuše je stále vulkanicky aktivní v izolovaných geologických obdobích. Pozorování povrchu zařízením VIRTIS na palubě sondy Venus Express přineslo poznatky, že Venuše byla vulkanicky aktivní v rozmezí 2,5 miliónu až 250 000 let, což je z geologického hlediska v podstatě současnost.
Povrch
náhled|vlevo|Radarový obraz povrchu Venuše směřovaný na 180 stupňů východní délky náhled|Radarový snímek v nepravých barvách povrchu Venuše. Barvy byly změněny pro lepší rozlišitelnost jednotlivých útvarů náhled|Útvary východně od Alpha Regio. Průzkum povrchu Venuše je vzhledem k husté atmosféře obklopující planetu ve viditelném spektru nemožný. Pro zmapování povrchu se využívají radarové vlny, které jsou schopny atmosférou proniknout. Povrch Venuše je přibližně z 80 % tvořen lávovými planinami. Venušin povrch je tvořen dvěma „kontinentálními“ vrchovinami, které se zdvíhají z rozsáhlých okolních plání. Výšky povrchových útvarů se měří vzhledem ke střednímu poloměru planety, jelikož se zde nevyskytuje oceán kapalné vody, který by se mohl podobně jako na Zemi použít pro výchozí výšku. V oblasti severní vrchoviny Ishtar Terra se nacházejí největší hory Venuše Maxwell Montes. Tento masiv je přibližně o 2 km vyšší než Mount Everest, a dosahuje tedy výšky okolo 11 km. Mezi pohořími se rozprostírá náhorní plošina Lakshmi Planum. Oblast Ishtar Terra je větší než pozemská Austrálie, ale menší než Spojené státy, má rozlohu okolo 8,5 milionu km². Na rovníku se nachází rozsáhlejší oblast Aphrodite Terra s průměrem 15 000 km, která se velikostí rovná přibližně Jižní Americe. Mezi těmito vrchovinami se rozkládá celá řada širokých prohlubní jako například Atalanta Planitia, Guinevere Planitia a Niobe Planitia. Pro pojmenování povrchových útvarů Venuše se zpravidla využívají ženská jména z mytologie vyjma Maxwell Montes, Alpha a Beta Regio, jež byly pojmenovány ještě před tím, než byla dohoda v rámci Mezinárodní astronomické unie přijata.
Jelikož má Venuše velmi hustou atmosféru, která brzdí dopadající tělesa, nenacházejí se na povrchu planety žádné impaktní krátery menší 3 km v průměru. Krátery na Venuši jsou relativně mělké. Jejich nízká hloubka svědčí o intenzivní erozi nebo o silných endogenních pochodech. Na povrchu jsou pozorovány také zlomy značných rozměrů, které svědčí o tektonické činnosti.
Předpokládá se, že téměř 90 % povrchu tvoří nedávno utuhlá vrstva čedičové lávy, která je pouze zřídka porušena meteorickými krátery. Malý počet impaktních poruch napovídá, že povrch planety byl v nedávné době značně přeměněn vlivem sopečné aktivity. Kartografické souřadnice objektů na Venuši jsou vztaženy k nultému poledníku, jenž prochází bodem, který velmi dobře odráží radarové signály a který leží uprostřed oválného objektu Eve jižně od Alpha Regio.
Povrchové útvary náhled|vlevo|Tři impaktní krátery na Venuši. Nejblíže k pozorovateli se nachází kráter Saskia o průměru 37,3 km. Snímek byl pořízen z radarového mapování povrchu náhled|Topografická mapa povrchu Venuše s barevně odlišenou výškou Na velké části povrchu Venuše se vyskytuje značné množství sopek (např. Sif Mons), celkově se jich povedlo již objevit přes 1 600, ale toto číslo nemusí být konečné, jelikož závisí na rozlišení snímků povrchu, které mají vědci k dispozici. Z nich 167 má průměr základny větší 100 km. Pro srovnání – na Zemi je jen jedna podobná oblast, a to na ostrově Havaj. Přítomnost většího množství sopek oproti Zemi není způsobena silnějším vulkanismem, ale vyšším stářím kůry a jednotek, které se na kůře nacházejí. Na Zemi je kůra pravidelně znovuvytvářena a pohřbívána vlivem subdukce na hranicích tektonických desek. Vlivem pravidelných změn je střední stáří pozemské kůry pouze okolo 100 milionů let, kdežto na Venuši je kůra stará až okolo 500 milionů let.
Na Venuši je možné rozeznat okolo tisíce impaktních kráterů, které jsou po jejím povrchu distribuovány nahodile. Krátery na Zemi či Měsíci se nacházejí v různém stadiu eroze, což svědčí o jejich různém stáří. Na Měsíci jsou starší krátery zahlazovány novějšími impaktními krátery v okolí a na Zemi je to způsobeno činností vody a větru. Oproti tomu krátery na Venuši jsou v 85 % případů v téměř dokonalém stavu, takže se zdá, že vznikly relativně nedávno. Dobrý stav a poměrně nízký počet kráterů podporují teorii o celkovém překrytí povrchu Venuše novým sopečným materiálem před přibližně 500 miliony lety. Kůra na Zemi je v neustálém pohybu a stále se přetváří, což uvolňuje unikající teplo z pláště. Na Venuši při absenci deskové tektoniky k podobnému procesu nedochází, a tak se předpokládá, že se zde teplo cyklicky uvolňuje masivní vulkanickou aktivitou, vedoucí ke změnám celého povrchu.