Венера (симбол: ♀) је једна од 8 планета Сунчевог система, и друга је планета по удаљености од Сунца, са просечном удаљеношћу од око 0,72 АЈ (или 108.200.000 km). Око Сунца се креће готово кружном орбитом, а једну ротацију обави за 224,7 земаљских дана. Нема природних сателита у својој орбити. Друго је по сјају небеско тело на ноћном небу гледано са Земље, одмах после Месеца, са вредностима привидне магнитуде од -4,9 до -3,8.
Име је добила по староримској богињи љубави и лепоте Венери (грчки еквивалент је Афродита) и једина је планета која је добила име по неком женском митолошком божанству. Гледано са Земље најуочљивија је у сумрак и у рану зору, те се често у народу назива и Звездом Даницом и Звездом Вечерњачом.
Венера спада у групу терестричких планета, а због сличности са Земљом у погледу димензија (најближа је планета по удаљености од Земље и има приближно сличну величину), гравитације и сложене унутрашње структуре често је означавају „Земљином сестром“. Венерина атмосфера је веома густа са структурним уделом угљен-диоксида у њеној грађи од чак 96%. Атмосферски притисак на површини је и до 92 пута виши него на Земљи и износи 92 бара. Због веома густе атмосфере која на планети ствара ефекат стаклене баште, површинске температуре су веома високе и износе у просеку око 735 К, што Венеру чини најтоплијом планетом Сунчевог система. Планета је обавијена густим и изразито рефлектујућим облацима сачињеним од сумпорне киселине.
Постоји могућност да су у прошлости на површини Венере постојали океани који су вероватно испарили услед повећања температура узрокованих ефектом стаклене баште. Слободни атоми водоника су потом највероватније „отплутали у слободни свемир“ због слабог интензитета магнетног поља планете, а под дејством соларних ветрова.
Површина Венере је веома сува и подсећа на изразито сува пустињска подручја на Земљи са којих се местимично издижу вулканске купе и стеновите плоче. Вулканска активност на Венери је веома висока и вероватно је она главни узрочник гомилања огромних количина угљен-диоксида у атмосфери.
Физичке карактеристике мини|лево|300п|Упоредни приказ 4 терестричке планете Сунчевог система (слева надесно: Меркур, Венера, Земља са Месецом, Марс и Церера)
Венера је једна од 4 терестричке планете у Сунчевом систему, а по удаљености од Сунца налази се на другом месту, одмах иза Меркура. Својим димензијама и масом је доста слична Земљи због чега је често називају и Земљином „сестром близнакињом“. Пречник Венере је 12.092 km, што је за свега 650 km мање од пречника Земље. Њена укупна маса има вредност од 81,5% масе Земље. Међутим, физички услови на површини ове планете се екстремно разликују у односу на оне на Земљи, превасходно због постојања веома густе атмосфере око Венере у којој доминира угљен-диоксид. Угљен-диоксид чини чак 96,5% укупне запремине атмосфере, док је други по заступљености елемент азот.
Унутрашња структура мини|алт=Унутрашња грађа Венере|Унутрашња структура Венере: језгро (жуто),мантл(тамно црвено) и кора браонкасто наранџасто)
Најважнији извори података о унутрашњој структури и геохемији Венере долазе на основу проучавања њених сеизмичких активности на површини и момента инерције. Претпоставља се да због својих сличности са Земљом када је реч о димензијама и густини, има и сличну унутрашњу структуру, односно да су три основна унутрашња слоја језгро, мантл (омотач језгра) и кора. Претпоставке су да је језгро Венере једним делом у чврстом, а једним делом у полутечном стању (слично као и код Земље с обзиром да обе планете деле готово идентичан степен хлађења). Језгро је састављено од тешких метала, углавном гвожђа и има пречник од око 3.000 km. Како је Венера нешто мањих димензија у односу на Земљу, претпоставке су и да су притисци у дубокој унутрашњости планете нешто нижи. Око језгра је растопљени стеновити мантл који чини највећи део запремине планете. Према новијим подацима добијеним са сонде Магелан, Венерина кора је дебља и чвршћа него што се раније претпостављало. Сматра се да Венера нема тектонске плоче попут Земље, што се објашњава непостојањем текуће воде на површини која би олакшала субдукцију. Самим тим и избијање лаве на површину планете је последица напрезања у омотачу која се јављају у правилним временским интервалима (и то је уједно једини начин којим се губи унутрашња топлота планете). Све то знатно лимитира процес губитка унутрашње топлоте и самим тим хлађења планете, односно објашњава недостатак интерно-генерисаног магнетног поља.
Површинска геологија мини|250п|десно|Маат Монс је највећи вулкан на Венери. мини|250п|десно|Ударни кратери на површини Венере — геолошки најстарије морфоскулптуре на планети.
Највећи део површине Венере формиран је услед интензивне вулканске активности. На површини ове планете до сада је регистровано 167 вулкана (вероватно активних) пречника изнад 100 km, док се, поређења ради на Земљи налази само један такав вулкански комплекс на острву Хаваји. Међутим овако велика диспропорција у димензијама вулкана никако не значи и да је Венера вулкански знатно активнија од Земље, већ да је њена кора знатно старија од Земљине литосфере. Океанска кора на Земљи је подложна константном „обнављању” услед субдукције тектонских плоча. Тако је површински слој Венерине коре процењене старости на око 300 до 600 милиона година, док је Земљина кора у просеку стара око 100 милиона година.
Постојање снажне вулканске активности на овој планети доказано је неколико пута. Совјетске научно-истраживачке сонде Венера-11 и Венера-12 (део великог научног пројекта Програм Венера) су 1978, непосредно након спуштања на површину планете регистровале константне и веома јаке муње и ударе громова. Сонда Венера експрес је такође утврдила постојање јаких муња у вишим слојевима атмосфере. Како на површини Венере не постоје кишне падавине које би за собом повукле стварање муња, логично објашњење је да је главни генератор муња на Венери вулкански пепео у вишим слојевима атмосфере. Као доказ за ове тврдње може да послужи и нестабилна концентрација сумпор-диоксида у атмосфери, а која је у периоду 1978—1986. опала за више од 10 индексних поена, што значи да су њихове веће концентрације у прошлости биле последица вулканских ерупција.
Широм целе површине планете расуто је око хиљаду ударних метеорских кратера, од којих је њих око 85% у нетакнутом облику. За разлику од Венере, кратери на Месецу и Земљи су знатно еродирани, што због удара других метеора (у случају Месеца), што због деловања еолске и плувијалне ерозије (на Земљи). Како на Венери не постоје услови слични онима на Земљи, једино вулканска активност може да изврши деградације над знатно старијим ударним кратерима. Непостојање тектонских плоча на Венери онемогућава ослобађање вишка топлоте из мантла, температуре у мантлу расту све док не достигну критичну вредност која знатно ослаби површински слој коре. Тада, у периоду који траје око 100 милиона година долази до потпуног „подвлачења” површинског дела коре испод горњих слојева мантла, чиме се у целости измени површинска слика планете. Такви циклични процеси понављају се сваких 300 до 600 милиона година.
Током марта 2014. у близини штитастог вулкана Маат Монс, у рифтној зони Ганики, уочена су инфрацрвена „светлуцања” чије температуре су за 40° до 320-{ °C}- биле више у односу на околна подручја, што имплицира постојање или извора врелих гасова или вулканских ерупција.
Ударни кратери на површини Венере имају димензије између 3–280 km. Како је атмосфера Венере веома густа, објекти који улазе у њу толико успоравају у највећем броју случајева да се на површину планете спусте без икаквог удара (уколико имају мање вредности кинетичке енергије од одређених), док свемирски пројектили димензија мањих од 50 m у пречнику готово у целости изгоре у атмосфери Венере.
Основне одлике рељефа Венере мини|десно|250п|Топографска пројекција регије Афродита тера. мини|250п|десно|Топографска пројекција регије Иштар тера.
Површина Венере у рељефном смислу је била предмет бројних спекулација све до краја прошлог века, односно све до детаљнијег мапирања које је урадила сонда Магелан 1990—1991. године. Вулканска активност је доста изражена, а постојање сумпорних испарења у атмосфери може да буде доказ тренутних ерупција.
Око 80% површине је прекривено доста заравњеним вулканским површима које су у једном мањем делу готово углачане и са којих се издишу стрми вулкански гребени. Преосталих 20% заузимају две велике висоравни које су означене као „континенти” (-{Terra}-). Северни континент или Иштар тера налази се на северној хемисфери, величине је Аустралије, а име је добио по вавилонској богињи лепоте Иштар. На овој висоравни налази се и планина Максвел, највиши врх Венере који лежи на 11 km изнад просечне површинске висине. Јужни континент носи назив Афродита тера, знатно је већих димензија (његове димензије одговарају површини Јужне Америке) и испресецан је бројним раседима и пукотинама.
На површини планете се налази свега неколико ударних метеорских кратера, што имплицира релативну младост површинског дела планете, од око 300 до 600 милиона година. На површини Венере се налази неколико специфичних облика вулканског рељефа карактеристичних искључиво за ову планету. Међу њима издвајају се вулканска узвишења са заравњеним, и на моменте готово углађеним врховима, која својом физиономијом доста подсећају на палачинке. Та узвишења називају се фара (-{farra}-) и њихове димензије варирају између 20 и 50 km у пречнику, односно између 100 и 1.000 m висине. Регистровано је и постојање звездастих површинских фрактура које се називају нове (-{novae}-), затим полукружне концентричне пукотине које подсећају на паукове мреже арахноиде и короне (-{coronae}-) као систем прстенастих депресија и раседа.
Већина рељефних формација на Венери добила је имена по женама из историје и митологије. Изузетак су једино планина Максвел која је име добила по шкотском математичару и физичару Џејмсу Максвелу и висоравни Алфа, Бета и Овда. Поменути локалитети су добили имена пре него што је Међународна астрономска унија усвојила јединствени систем планетарне номенклатуре.
Географске ширине локалитета на површини Венере одређују се у односу на почетни меридијан који се првобитно налазио јужно од области Алфа у самом средишту овалног рељефног облика означеног именом Ив (Ева). Након окончања неких истраживачких мисија на Венери, редефинисан је локалитет почетног меридијана за који је одређен меридијан који пролази преко централног дела кратера Аријадна.
Атмосфера и климатске карактеристике +Одлике Венерине атмосфере300пВисина(у км)Темп.(у °C)Атмос.притисак(-{x}- земаљски)046292,10542466,651038547,391534833,042030622,522526414,93302229,851351805,917401433,501451101,97950751,06655270,531460−100,235765−300,0976570−430,0369080−760,00476090−1040,0003736100−1120,00002660
Венерина атмосфера одликује се изразито великом густином, и изграђена је готово у целости од угљен-диоксида и азота чији је процентуални удео у грађи атмосфере знатно мањи (у односу на CO2), док су остали елементи заступљени у траговима. Иако азот чини до 3,5% грађе атмосфере Венере, због њене дебљине и густине концентрација овог елемента је и до 4 пута већа у односу на ону на Земљи (иако азот у атмосфери Земље има удео од 78%). Од осталих елемената треба издвојити оне на бази водоника, попут хлороводоника (-{HCl}-) и флуороводоника (-{HF}-), а присутне су и мање концентрације угљен-моноксида, водене паре и молекуларног кисеоника. Концентрације водоника у атмосфери Венере су веома мале, а претпоставља се да је највећи део једноставно „отплутао” у спољашњи свемир, док је остатак остао везан у сумпорној киселини -{(H2SO4)}- и водоник-сулфиду -{(H2S)}-. У прилог теорији о губитку великих количина молекуларног водоника иду и подаци о великим концентрацијама тешког водоника (деутеријума ²H) у атмосфери Венере. Концентрације овог изотопа у Венериној атмосфери су око 0,025, што је знатно већа вредност у односу на концентрације на Земљи са 1,6 -{×}- 10−4.