Венера — разлика између измена

| име = Венера [[Датотека:Venus symbol.svg| 25п| alt = The Venusian symbol, a circle with a small equal-armed cross beneath it|Астрономски симбол Венере]]

| афел =108,939<ref name="NASA">{{Cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html | title = Venus Fact Sheet | accessdate=28. 11. 2012 |date=| work = | publisher = NASA | archive-url = https://www.webcitation.org/6ftO4K7lC?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html | archive-date=10. 033. 2016 | dead-url = yes | df = }}</ref>

Венера је једна од 4 [[терестричка планета| терестричке планете]] у [[сунчев систем|Сунчевом систему]], а по удаљености од Сунца налази се на другом месту, одмах иза Меркура. Својим димензијама и масом је доста слична [[земља|Земљи]] због чега је често називају и Земљином „сестром близнакињом“.{{sfn|Lopes|Gregg|Tracy|2004|p=61}} Пречник Венере је 12.092 км, што је за свега 650 км мање од пречника Земље. Њена укупна маса има вредност од 81,5% масе Земље.<ref>{{cite journal|doi=10.1007/s10569-007-9072-y| last=Seidelmann| first = P. Kenneth| last2=Archinal| first2 = B. A.| last3=A'hearn| first3 = M. F.| display-authors = 3| last4=Conrad| first4 = A.| last5=Consolmagno| first5 = G. J.| last6=Hestroffer| first6 = D.| last7=Hilton| first7 = J. L.| last8=Krasinsky| first8 = G. A.| last9=Neumann| first9 = G.|year=2007| title = Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006| journal = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy| volume = 98| issue = 3| pmid = | pmc = | bibcode = 2007CeMDA..98..155S| ref = {{sfnRef|Seidelmann Archinal A'hearn et al.|2007|pages=155-180}}}}</ref> Међутим, физички услови на површини ове планете се екстремно разликују у односу на оне на Земљи, превасходно због постојања веома густе [[атмосфера небеског тела|атмосфере]] око Венере у којој доминира [[угљен-диоксид]]. Угљен-диоксид чини чак 96,5% укупне запремине атмосфере, док је други по заступљености елемент [[азот]].<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Venusatmos.html| title = Atmosphere of Venus

| work = The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght| accessdate=29. 044. 2007.}}</ref>

Најважнији извори података о унутрашњој структури и [[геохемија| геохемији]] Венере долазе на основу проучавања њених сеизмичких активности на површини и [[момент инерције|момента инерције]].<ref name="goettel">{{cite conference|last=Goettel| first = K. A.|author2 = Shields, J. A. |author3 = Decker, D. A.

| accessdate=12. 077. 2009.}}</ref> 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 [[планетарно језгро|језгро]], [[мантл]] (омотач језгра) и [[земљина кора|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).{{sfn|Faure|Mensing|2007|p=201}} Језгро је састављено од тешких метала, углавном гвожђа и има пречник од око 3.000 км. 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 (спејс-шатл)|Магелан]], Венерина кора је дебља и чвршћа него што се раније претпостављало. Сматра се да Венера нема [[тектоника плоча|тектонске плоче]] попут [[Земља|Земље]], што се објашњава непостојањем текуће воде на површини која би олакшала [[субдукција|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).<ref name="Nimmo98">{{cite journal|author=Nimmo, F. |author2 = McKenzie, D. | title = Volcanism and Tectonics on Venus| journal = Annual Review of Earth and Planetary Sciences| volume = 26| issue = 1|year=1998| doi = 10.1146/annurev.earth.26.1.23| bibcode = 1998AREPS..26...23N|pages=23-53}}</ref> Све то знатно лимитира процес губитка унутрашње топлоте и самим тим хлађења планете, односно објашњава недостатак интерно-генерисаног [[магнетно поље|магнетног поља]].<ref>{{cite journal|author=Nimmo, F.|year=2002| title = Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio| journal=Geology| volume=30| issue=11| doi=10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2| issn = 0091-7613| bibcode = 2002Geo....30..987N |pages=987-990}}</ref>

Постојање снажне вулканске активности на овој планети доказано је неколико пута. [[Савез Совјетских Социјалистичких Република| 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 [[munja|муње]] и ударе [[гром]]ова. Сонда ''[[Венера експрес]]'' је такође утврдила постојање јаких муња у вишим слојевима атмосфере.<ref name="Venus Express">{{cite news|url=http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html| title = Venus also zapped by lightning|publisher = CNN|date=29. 11. 2007.| accessdate=29. 11. 2007.| archiveurl = https://web.archive.org/web/20071130201237/http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html| archivedate=30. 11. 2007.}}</ref> Како на површини Венере не постоје кишне падавине{{напомена|У горњим слојевима атмосфере Венере забележено је постојање кишних падавина [[сумпорна киселина|сумпорне киселине]] које испаравају на око 25 км изнад површине планете.}} 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-диоксид]]а 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.<ref>{{cite journal|last=Glaze| first=L. S.|year=1999| title = Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus| journal = Journal of Geophysical Research| volume = 104| issue = E8|pages=18899-18906| doi = 10.1029/1998JE000619

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 [[Месец]]у и Земљи су знанто [[ерозија| еродирани]], што због удара других метеора (у случају Месеца), што због деловања [[еолски процес|еолске]] и [[плувијална ерозија|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.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Strom1994">{{cite journal|last=Strom| first = R. G.|author2 = Schaber, G. G. | last3=Dawsow| first3 = D. D.|year=1994| title = The global resurfacing of Venus| journal = Journal of Geophysical Research| volume=99| issue=E5| doi = 10.1029/94JE00388| bibcode = 1994JGR....9910899S|pages=10899-10926}}</ref><ref>{{cite journal|author=Romeo, I. |author2 = Turcotte, D. L. |year=2009| title = The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing| journal = Icarus| doi = 10.1016/j.icarus.2009.03.036

Током марта [[2014]]. у близини штитастог вулкана [[Маат монс|Маат Монс]], у рифтној зони Ганики, уочена су инфрацрвена „светлуцања“ чије температуре су за 40° до 320-{ [[степен целзијуса|°C]]}- биле више у односу на околна подручја, што имплицира постојање или извора врелих гасова или вулканских ерупција.

<ref>{{cite web|title=Active Volcanoes on Venus?| url = http://www.skyandtelescope.com/news/Active-Volcanoes-on-Venus-251323301.html| publisher = Sky and Telescope|year=2014| last=Hall| first = Shannon| accessdate=02. 044. 2014.}}</ref>

Ударни кратери на површини Венере имају димензије између 3—280 км. 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 [[кинетичка енергија| кинетичке енергије]] од одређених), док свемирски пројектили димензија мањих од 50 m у пречнику готово у целости изгоре у атмосфери Венере.<ref>{{cite journal|last=Herrick| first = R. R.| last2=Phillips| first2 = R. J.|year=1993

Површина Венере у рељефном смислу је била предмет бројних спекулација све до краја [[20. век| прошлог века]], односно све до детаљнијег мапирања које је урадила сонда [[Магелан (сонда)|Магелан]] 1990—1991. године. [[Вулкан]]ска активност је доста изражена, а постојање [[сумпор]]них испарења у атмосфери може да буде доказ тренутних ерупција.<ref>{{cite journal|first=Larry W.| last=Esposito|date=09. 033. 1984.| title = Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism| journal = Science| volume = 223| issue = 4640|pages=1072-1074

| doi = 10.1126/science.223.4640.1072| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/223/4640/1072|accessdate=29. 4. 2009.| pmid = 17830154| bibcode = 1984Sci...223.1072E }}</ref><ref>{{cite journal|last=Bullock|first=Mark A.|author2 = Grinspoon, David H. | title = The Recent Evolution of Climate on Venus

Већина рељефних формација на Венери добила је имена по женама из историје и митологије.<ref>{{cite conference|author=Batson, R.M. | last2=Russell| first2 = J. F. | title = Naming the Newly Found Landforms on Venus| booktitle = Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII|date=18–22 March 1991| location = Houston, Texas| url = http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1033.pdf| format = PDF| accessdate=12. 077. 2009.|pages=65}}</ref> Изузетак су једино планина Максвел која је име добила по [[шкотска|шкотском]] математичару и физичару [[Џејмс Клерк Максвел|Џејмсу Максвелу]] и висоравни [[Алфа регио|Алфа]], [[Бета регио|Бета]] и [[Овда регио|Овда]]. Поменути локалитети су добили имена пре него што је [[Međunarodna astronomska unija|Међународна астрономска унија]] усвојила јединствени систем планетарне номенклатуре.<ref name="jpl-magellan">{{Cite book|editor=Young, C.| url = http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html|year=1990| title = The Magellan Venus Explorer's Guide| edition = JPL Publication 90-24| publisher = Jet Propulsion Laboratory| location = California}}</ref>

Венерина [[атмосфера небеског тела|атмосфера]] одликује се изразито великом густином, и изграђена је готово у целости од [[угљен-диоксид]]а и [[азот]]а 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%).<ref name=Basilevsky2003>{{cite journal|last=Basilevsky,| first = Alexandr T.|author2 = Head, James W. |year=2003| month = | title = "The surface of Venus". | trans_title = | journal = Rep. Prog. Phys.| volume = 66 | series = 10 | issue = | doi = 10.1088/0034-4885/66/10/R04 | bibcode = 2003RPPh...66.1699B |pages=1699-1734}}</ref><ref name=Institutdemecanique>{{cite web|url=https://www.space.com/18527-venus-atmosphere.html | title = Clouds and atmosphere of Venus| publisher = | accessdate=23. 10. 2017.}}</ref> Од осталих елемената треба издвојити оне на бази [[водоник]]а, попут [[хлороводоник]]а (-{HCl}-) и [[флуороводоник]]а (-{HF}-), а присутне су и мање концентрације угљен-моноксида, водене паре и [[кисеоник|молекуларног кисеоника]].<ref name=Bertaux2007/><ref name=Svedhem2007>{{cite journal|last=Svedhem| first = Hakan|author2 = Titov, Dmitry V.|author3 = Taylor, Fredric V.| last4=Witasse| first4 = Oliver| title = Venus as a more Earth-like planet| journal = Nature|year=2007| volume = 450| doi = 10.1038/nature06432| bibcode=2007Natur.450..629S| pmid = 18046393| issue = 7170|pages=629-632}}</ref> 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 [[сумпорна киселина|сумпорној киселини]] -{(H₂SO₄)}- и [[водоник-сулфид]]у -{(H₂S)}-.<ref name=Lovelock1979>{{Cite book|last=Lovelock| title = Gaia: A New Look at Life on Earth| first = James|isbn=978-0-19-286218-1| publisher = Oxford University Press|year=1979}}</ref> У прилог теорији о губитку великих количина молекуларног водоника иду и подаци о великим концентрацијама [[деутеријум|тешког водоника]] (деутеријума ²H){{напомена|[[Деутеријум]], познат и као тешки водоник, је стабилни [[изотоп]] водоника чије [[атомско језгро]] садржи по један протон и неутрон, док језгро обичног водоника има само један протон. Природна распрострањеност је 1/6.500 (на сваки атом деутеријума дође 6.500 атома водоника).}} у атмосфери Венере.<ref name=Svedhem2007/> 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.<ref name=Bertaux2007/>

Први који је на теоријским основама претпоставио постојање атмосфере на Венери био је [[русија|руски]] хемичар [[Михаил Ломоносов]] на основу проучавања њених мена из једне мале опсерваторије у [[Санкт Петербург|Петебургу]] [[1761]]. године. Према резултатима одређених студија Венерина атмосфера је пре око 4 милијарде година била доста слична оној данас на Земљи, па према томе постоје основане претпоставке да је тада постојала текућа вода на површини ове планете. Пре неких 3,8 милијарди година дошло је до знатног јачања интензитета сунчевог зрачења, што је могло да буде узрок интензивнијег испаравања површинских вода и стварања критичне масе [[ефекат стаклене баште|стакленичких гасова]] у атмосфери.<ref name=baas39_540>{{Cite journal|last=Grinspoon| first=David H. | last2=Bullock| first2=M. A.| title=Searching for Evidence of Past Oceans on Venus| journal=Bulletin of the American Astronomical Society | volume=39|date=October 2007 | bibcode=2007DPS....39.6109G|pages=540}}</ref><ref name="Kasting">{{cite journal|last=Kasting| first=J. F.|year=1988| title = Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus| journal=Icarus| volume=74| issue=3 | doi = 10.1016/0019-1035(88)90116-9| pmid = 11538226| bibcode = 1988Icar...74..472K|pages=472-494}}</ref> Претпоставке су да је текућа вода на површини постојала око 600 милиона година.<ref name=Bortman>{{cite web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/venus_life_040826.html | title = Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'| last=Bortman| first = Henry| work = Astrobiology Magazine|date=26. 088. 2004.| accessdate=17. 011. 2008.}}</ref>

Изразито високе концентрације [[угљен-диоксид|-{CO₂}-]] у атмосфери заједно са воденом паром и сумпор-диоксидом стварају веома јак „[[ефекат стаклене баште]]“ која задржава највећи део сунчевог топлотног зрачења, те је са просечним површинским температурама од око 740[[Келвин|К]] (око 467 [[степен целзијуса|°C]]) Венера најтоплија планета у целом [[сунчев систем|Сунчевом систему]] (топлија чак и од [[Меркур]]а, иако прима и до 4 пута мање топлотне енергије). Просечне вредности површинских температура су изнад тачки топљења [[олово|олова]] (327&nbsp;°C), [[калај]]а (232&nbsp;°C) и [[цинк]]а (420&nbsp;°C). Дебео слој тропосфере такође смањује на минимум температурне разлике између дана и ноћи, упркос чињеници да због споре ротације један соларни дан на Венери траје 116,5 земаљских дана (обданица траје 58,3 земаљска дана).<ref name=Basilevsky2003/>

Око 99% укупне масе атмосфере Венере отпада на тропосферу, од чега се око 90% укупне запремине налази у појасу до висине од 28 км од површине (на Земљи сличан однос је до висина од 10 км). На висинама од око 50 км вредности атмосферског притиска се изједначавају са вредностима на површине Земље.<ref name=Nave>{{cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/solar/venusenv.html| title = The Environment of Venus| last=Nave| first = Carl R. | work = Hyperphysics| publisher = Department of Physics and Astronomy, Georgia State University| accessdate=23. 011. 2008.| archiveurl= https://web.archive.org/web/20080214034840/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/solar/venusenv.html| archivedate=14. 022. 2008. | deadurl= no}}</ref> Тај појас означен је као тропопауза, односно гранична зона између горње тропосфере и доње мезосфере.<ref name=Patzold2007/> Према подацима са сонди ''[[Венера експрес]]'' и ''[[Магелан (спејс-шатл)|Магелан]]'' на висинама између 52,5 и 54 км температуре ваздуха имају вредности између 20—37&nbsp;°C, док је ваздушни притисак идентичан ономе на површини Земље на висини од 49,5 км.<ref name=Patzold2007/><ref name=Profiles>{{cite web|url=http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm| title = Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles| publisher = Shade Tree Physics| accessdate=23. 011. 2008.| archiveurl = https://web.archive.org/web/20080205025041/http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm| archivedate=05. 022. 2008| deadurl = yes}}</ref> Научно није искључено постојање неких животних облика на тим висинама атмосфере.<ref name="Cockell1999">{{cite journal|doi=10.1016/S0032-0633(99)00036-7| last=Cockell| first = C. S.| title = Life on Venus| journal = Planetary and Space Science| volume = 47| issue = 12|date=December 1999| bibcode = 1999P&SS...47.1487C|pages=1487-1501}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.astrobio.net/news/article311.html | title = {title} | accessdate=23. 044. 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070807083309/http://www.astrobio.net/news/article311.html |archive-date=07. 088. 2007 |dead-url=bot: unknown }} :: Astrobiology Magazine</ref><ref>Geoffrey A. Landis {{Cite web|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf | title = {title} | accessdate=23. 044. 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110807004311/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |archive-date=07. 088. 2011 |dead-url=yes }}</ref>

Брзине ветрова на Венери могу да се директно мере једино у горњим слојевима тропосфере, на висинама између 60 и 70 км, што одговара горњим границама облака.<ref name=Markiewicz2007>{{cite journal|last=Markiewicz| first = W.J.| title = Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus| journal = Nature|year=2007| volume = 450| doi = 10.1038/nature06320| bibcode=2007Natur.450..633M| pmid = 18046394| issue = 7170|author2 = Titov, D.V.| last3=Limaye| first3 = S.S.| last4=Keller| first4 = H. U.| last5=Ignatiev| first5 = N.| last6=Jaumann| first6 = R.| last7=Thomas| first7 = N.| last8=Michalik| first8 = H.| last9=Moissl| first9 = R.|pages=633-636}}</ref> Кретање облака обично се посматра у ултраљубичастом делу спектра где су контрасти између облака најинтензивнији.<ref name=Markiewicz2007/> Брзине ветрова на том нивоу су око 100 ± 10 м/с на географским ширинама испод 50°. Ветрови на Венери се крећу у [[ретроградно и директно кретање|ретроградном смеру]] пошто дувају у истом ретроградном правцу њене ротације.<ref name=Markiewicz2007/> Брзине ветрова се нагло смањују идући ка вишим географским ширинама, и на половима достижу вредности нула. Како се ветрови крећу знатно брже од брзина ротације планете ствара се ефекат такозване ''супер ротације атмосфере'', што значи да ваздушне струје обиђу пуни круг око планете много пре него што се изврши једна пуна ротација.<ref name=Landis2002>{{cite conference|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf| title = Atmospheric Flight on Venus| format = PDF| first = Geoffrey A.| last=Landis| last2=Colozza| first2 = Anthony|author3 = LaMarre, Christopher M| conference = 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics| place = Reno, Nevada, January 14–17, 2002| booktitle = Proceedings|pages=IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0| issue = 5| accessdate=25. 044. 2014| archiveurl = https://web.archive.org/web/20111016143148/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf| archivedate=16. 10. 2011| deadurl = yes}}</ref> Ветрови се одликују и јаким вертикалним градијентом, односно у зони тропосфере им опадају брзине са висином за 3 м/с на сваки километар висине,<ref name=Svedhem2007/> тако да су брзине на површини знатно мање него на Земљи и износе у просеку од 0,3 до 0,1 м/с. Иако су ово веома мале брзине, ипак су због велике густине атмосфере довољне за покретање прашине и мањих стена по површини.<ref name=Basilevsky2003/><ref name=Moskin>{{cite journal|last=Moshkin| first = B.E.|author2 = Ekonomov, A.P. |author3 = Golovin Iu.M.|year=1979| title = Dust on the surface of Venus| journal = Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research)| volume = 17| bibcode=1979KosIs..17..280M |pages=280-285}}</ref>

Облаци у Венериној атмосфери су доста дебели и састављени су од честица [[сумпор-диоксид]]а и капљица [[сумпорна киселина|сумпорне киселине]].<ref name=Krasnopolsky>{{cite journal|last=Krasnopolsky| first = V.A.|author2 = Parshev V.A.|year=1981| title = Chemical composition of the atmosphere of Venus| journal= Nature | volume = 292 | issue = 5824| bibcode=1981Natur.292..610K| doi = 10.1038/292610a0|pages=610-613}}</ref> Како ови облаци рефлектују преко 75% укупног [[соларна енергија|сунчевог зрачења]]{{напомена|Поменута вредност означава сферни албедо, док је вредност геометријског албеда око 85%.}} које пада на ову планету, ствара се ефекат замагљености који отежава директно посматрање њене површине.<ref name=Basilevsky2003/> Овако велики степен рефлексије доводи до тога да је количина одбијене сунчеве енергије готово једнака оној примљеној, што би значило да потенцијална [[соларна ћелија]] у орбити око Венере има могућност непрестаног снабдевања соларном енергијом.<ref name=SolarAirPlane>{{cite journal|bibcode=2001AIPC..552...16L| title = Exploring Venus by Solar Airplane| first = Geoffrey A.| last=Landis| publisher = American Institute of Physics|year=2001| journal = AIP Conference Proceedings| volume = 522| doi = 10.1063/1.1357898|pages=16-18}}</ref> Венера има највише вредности геометријског [[албедо|албеда]] у односу на преосталих 7 планета [[сунчев систем|Сунчевог система]]. На основу података са сонде ''[[Венера експрес]]'' познато је да је дебљина облајка у ноћном делу атмосфере знатно већа у поређењу са дневним делом. Тако је дебљина облака у дневном делу атмосфере процењена на око 20 км са горњом границом простирања од 65 км, док се у ноћном делу атмосфере горња граница пење до висина од 90 до 105 км.<ref name=CloudyWorld>{{cite web|url=http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319| title = Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express| publisher = Venus Today|date=12. 077. 2006.| accessdate=17. 011. 2007.|archive-url=https://web.archive.org/web/20070928123440/http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319|archive-date=28. 099. 2007|dead-url=yes}}</ref>

Сумпорне кише никада не доспевају на површину Венере пошто испаре у атмосфери услед високих температура, и тај феномен је познат под називом [[вирга]].<ref name=BBC>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4335628.stm| title = Planet Venus: Earth's 'evil twin'| publisher = BBC News|date=07. 11. 2005.}}</ref> Постојање [[сумпор]]а у Венеринпој атмосфери је, према теоријским анализама последица раних вулканских активности и високих температура које су спречавале његово стврдњавање на површини (као у случају Земље).<ref name="gsu">{{cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/Solar/venusenv.html| title = The Environment of Venus| publisher = hyperphysics.phy-astr.gsu.edu| accessdate=06. 044. 2014.}}</ref>

Године 2009. сонда ''Венера експрес'' је у атмосфери Венере снимила јако изражену светлу тачку чије порекло још увек није познато, иако се претпоставља да је последица вулканских активности на површини.<ref name=BBCspot>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/8179067.stm| title = Experts puzzled by spot on Venus| publisher = BBC News|date=01. 088. 2009.}}</ref>

Венера обилази око Сунца на просечној удаљености од око 0,72 [[астрономска јединица|АЈ]], што је око 108.000.000 км. За разлику од већине планета [[сунчев систем|Сунчевог система]] које имају углавном [[елипса|елиптичне]] [[орбита|орбите]], Венерина орбита је најближа идеалном [[кружница|кругу]] и њен [[ексцентрицитет]] је мањи од 0,01.<ref name="nssdc">Williams, David R. (15 April 2005). [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html "Venus Fact Sheet"] {{Webarchive|url=https://www.webcitation.org/6ftO4K7lC?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |date=10. 033. 2016 }}. NASA. Приступљено 2007-10-12.</ref> Једну пуну орбиту пређе за 224,65 земаљских дана, односно [[орбитални период|синодички период ротације]] траје 582,9 дана. Најближа је Земљи када се налази између Земље и Сунца у фази „[[конјункција (астрономија)|мале конјункције]]“ и тада је на просечној удаљености од око 41.000.000 км.<ref name="nssdc" /> У овој фази конјункције Венера се налази свака 584 дана у просеку.<ref name="nssdc" /> Према [[миланковићеви циклуси|Миланковићевим циклусима]] та минимална раздаљина ће се с временом повећавати како буде долазило до смањења ексцентрицитета земљине орбите током десетина хиљада година. Од 1. до 5383. десила се (односно предвиђено је) укупно 526 таквих „прилаза“ са растојањима мањим од 40 милиона километара, а потом у наредних 60.158 година неће доћи ни до једног таквог приступа.<ref name="solex">{{cite web|title=Venus Close Approaches to Earth as predicted by Solex 11| url = http://home.surewest.net/kheider/astro/Solex-Venus.txt| accessdate=19. 033. 2009.|archive-url=https://web.archive.org/web/20120809051650/http://home.surewest.net/kheider/astro/Solex-Venus.txt|archive-date=09. 088. 2012|dead-url=yes}}</ref> У време периода изразито великог ексцентрицитета удаљеност између ове две планете може да се спусти до 38,2 милиона километара.<ref name="nssdc" />

Гледано са земљиног северног пола, све планете у Сунчевом систему креће се око Сунца у смеру обрнутом од смера казаљке на сату, док је и смер ротације такође идентичан том кретању код већине планета. Међутим Венера је изузетак пошто око своје осе ротира у смеру казаљке на сату ([[ретроградно и директно кретање| ретроградно кретање]]). Једина планета која има исти смер ротације као и Венера је [[Уран]]. Једну ротацију Венера изврши за 243 земаљска дана и то је најспорији ротациони период међу планетама Сунчевог система. То значи да један [[звездано време|звездани дан]] на Венери траје дуже него једна звездана година.{{напомена|Планета Венера обиће пун круг по својој орбити за 224,65 земаљских дана, док једну пуну ротацију обави за 243 земаљска дана.}} Брзина ротације на екватору је 6,5 км/час што је занемарљиво мала брзина у поређењу са Земљом на којој се тачке на екватору крећу брзинама од 1.670 км/час.{{sfn|Bakich|2000|p=50}} Венерина ротација се додатно успорава и то за око 6,5 минута по једном звезданом дану.<ref name="slowing spin">{{cite web|url=http://www.esa.int/esaCP/SEM0TLSXXXG_index_0.html| title = Could Venus be shifting gear?| publisher = European Space Agency |date=10. 022. 2012.

| accessdate=19. 088. 2012.}}</ref> Због ретроградне ротације дужина соларног дела дана је нешто краћа у односу на ноћ и траје 116,75 земаљских дана, што је краће чак и од соларног дана на [[Меркур]]у који траје 176 земаљских дана. То значи да једна година на Венери траје око 1,92 соларна дана.<ref name="compare" /> Због ретроградне ротације Сунце на Венери излази на западу, а залази на истоку.<ref name="compare">{{cite web|title=Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars| publisher = Planetary Society| url = http://www.planetary.org/explore/space-topics/compare/

| accessdate=12. 044. 2007.}}</ref>

Венера нема [[природни сателит| природних сателита]]<ref name="icarus202">{{cite journal|last=Sheppard|first=Scott S.|author2 = Trujillo, Chadwick A. | title = A survey for satellites of Venus| journal = Icarus| volume = 202| issue = 1|date=July 2009|pages=12-16

Италијански астроном [[Ђовани Доменико Касини]] је у [[17. век| XVII веку]] објавио своје „откриће“ објекта који се креће око Венере и који је назван [[Неитх]], по [[стари Египат|египатској]] богињи рата. Иако је током наредна два века по „открићу“ овог сателита више пута описивано његово кретање по небеском своду, касније је установљено да су то у ствари биле звезде. Екипа научника са [[калифорнијски технолошки институт|''Калифорнијског института за технологију'']] у студији посвећеној еволуцији Сунчевог система дошла је до закључка да је у орбити око планете Венере у најранијој фази њене геолошке историје постојао најмање један природни сателит који је вероватно настао као последица снажног метеорског судара који се десио пре више милијарди година.<ref>{{cite news|publisher=Scientific American|date=10. 10. 2006.| title = Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon| last=Musser| first = George| url = http://www.sciam.com/article.cfm?articleID=0008DCD1-0A66-152C-8A6683414B7F0000&ref=sciam

| accessdate=05. 12. 2011.}}</ref> Неких 10 милиона године после првобитног судара дошло је до још једног снажног удара који је вероватно променио смер ротације планете, што је утицало и на кретање дотадашњег сателита и услед убрзања плимских сила довело до његовог постепеног спајања са Венером.<ref>{{cite news|last=Tytell| first = David| publisher = SkyandTelescope.com|date=10. 10. 2006.| title = Why Doesn't Venus Have a Moon?| url = http://www.skyandtelescope.com/news/home/4353026.html| accessdate=03. 088. 2007.| archiveurl = https://archive.today/20120530021412/http://www.skyandtelescope.com/news/home/4353026.html| archivedate=30. 055. 2012|dead-url=no}}</ref> Претпоставке су да су на исти начин нестали и неки од евентуалних сателита насталих услед каснијих судара. Алтернативно објашњење везано за мали број природних сателита око [[терестричка планета|терестричких планета]] везано је за снажне плимске силе Сунца које су у стању да дестабилизују орбите великих сателита у том подручју Сунчевог система.<ref name="icarus202" />

После [[сунце|Сунца]] и [[Месец]]а, Венера је гледано са површине Земље најсјајнији објекат на [[хоризонт]]у и сјајнија је од свих звезда видљивих на небу. Највећу вредност [[привидна звездана величина|привидне магнитуде]] од -4,9 достиже када је у близини Земље у фази половичне видљивости (полумесец).<ref name="JPL-Horizons">{{cite web|date=2006-Feb-27 (GEOPHYSICAL DATA) | title = HORIZONS Web-Interface for Venus (Major Body=299)| publisher = JPL Horizons On-Line Ephemeris System | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=299| accessdate=28. 11. 2010.}}</ref>{{напомена|Астрометријски систем -{''JPL Horizons''}- одредио је вредност привидне магнитуде Венере за дан 8. децембар 2013. године на вредност од −4,89<ref name="JPL-Horizons"/>}} Привидна звездана величина Венере пада на -3,0 када се налази у фази „иза Сунца“.<ref name="MallamaSky">Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky and Telescope 121 (1): 51–56.</ref> Венеру је могуће видети и у сред дана за ведрог времена, односно видљива је голим оком када се Сунце налази ниско на хоризонту.<ref>{{cite news|url=http://www.skyandtelescope.com/community/skyblog/observingblog/116925708.html| title = See Venus in Broad Daylight!| publisher = Sky & Telescope| last=Flanders| first = Tony|date=25. 022. 2011.}}</ref> Као једна од „инфериорних планета“{{напомена|Појмови „инфериорна“ и „супериорна“ планета потичу из геоцентричне космологије [[Клаудије Птолемеј|Клаудија Птолемеја]], по којој су „инфериорним“ планетама сматране оне планете чије су путање увек колинеарне са Земљом и Сунцем, што није случај са „супериорним планетама“. У прву групу убрајају се Венера и [[Меркур]], док су супериорним сматрани [[Марс]], [[Јупитер]] и [[Сатурн]]. Касније је [[Никола Коперник]] одбивши геоцентрични систем, поделу на инфериорне и супериорне базирао на удаљености од Сунца у односу на Земљу.{{sfn|Lakatos|Worrall|Currie|1980|p=186}} }} Венерин угао [[елонгација|елонгације]] најчешће има вредност од 47°, што је знатно више од [[Меркур]]а чија је елонгација до 28°, што значи да је Венера видљива на ноћном небу знатно дуже по заласку Сунца.<ref name="ephemeris">{{cite web|last=Espenak| first=Fred|year=1996| url = http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/venus2.html#ve2006| title = Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006| work = NASA Reference Publication 1349| publisher = NASA/Goddard Space Flight Center| accessdate=20. 066. 2006.}}</ref>

Њен изглед на небеском своду гледано са Земље мења се од положаја када је најсјајнија на јутарњем небу и тада је позната као ''звезда Даница'', до позиције када је најсјајнија после заласка Сунца (''Вечерњача''). Кроз историју често је била предмет погрешних закључака и неретко је означавана као ''[[неидентификовани летећи објекат]]'' на ноћном небу, па је тако некадашњи председник [[Сједињене Америчке Државе|Сједињених Држава]] [[Џими Картер]] [[1969]]. године, видевши Венеру на ноћном небу, сматрао да је видео НЛО објекат.<ref>{{cite web|last=Krystek| first = Lee| url = http://www.unmuseum.org/ifonat.htm| title = Natural Identified Flying Objects| publisher = The Unngatural Museum| accessdate=20. 066. 2006.}}</ref>

Како је Венерина орбита благо нагнута у односу на еклиптику, то значи да у тренуцима када се Венера налази између Земље и Сунца не мора нужно и да се налази у фази преласка преко Сунчевог диска. Венерини транзити дешавају се када се орбита планете у [[конјункција (астрономија)|доњој конјункцији]] поклапа са углом еклиптике. Венерини транзити преко Сунчевог диска са позиције Земље дешавају се у циклусима од по 243 године, и то обично у парним транзитима са размаком од 8 година. Размаци између два циклуса су у интервалима од 105,5 и 121,5 година. Венерине транзите и њихов шаблон понављања први је уочио [[енглеска|енглески]] астроном [[Џеремаја Хорокс]] [[1639]]. године.<ref name="UCLAN">{{cite web|url=http://www.transit-of-venus.org.uk/history.htm| title=Transit of Venus| last=Anon| work=History| publisher=University of Central Lancashire| accessdate=14. 055. 2012.| archive-url=https://web.archive.org/web/20040206040946/http://www.transit-of-venus.org.uk/history.htm| archive-date=06. 022. 2004| dead-url=yes| df=}}</ref>

Пре тога забележени су парни транзити из децембра 1874. и децембра 1882. године, док ће следећи да се десе у децембру 2117. и децембру 2125. године.<ref>{{cite web|last=Espenak| first=Fred|year=2004| url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/transit/catalog/VenusCatalog.html| title = Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE| work = Transits of the Sun| publisher = NASA| accessdate=14. 055. 2009.}}</ref> Историјски гледано, Венерини транзити су важни јер астрономима омогућавају да детаљније одреде вредности [[астрономска јединица|астрономске јединице]], а самим тим и димензија целог Сунчевог система, као што је то урадио Хорокс проучавајући [[венерин транзит 1639.|транзит из 1639. године]].<ref>{{cite web|url=http://www.dioi.org/kn/birth.htm | title = Horrocks and the Dawn of British Astronomy | last=Kollerstrom| first = Nicholas |year=1998| publisher = University College London | accessdate=11. 055. 2012.}}</ref> Занимљиво је да су истраживања западних обала Аустралије која је спровео капетан [[Џејмс Кук]] уследила након што се он са својом посадом 1768. упутио ка Тахитију са циљем посматрања Венериног транзита те године.<ref>{{cite journal|last=Hornsby| first = T.|year=1771| title = The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769| journal = Philosophical Transactions of the Royal Society| volume = 61| issue = 0| url = http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k55866b/f617.chemindefer| doi = 10.1098/rstl.1771.0054|pages=574-579}}</ref><ref>{{cite journal|last=Woolley| first = Richard|year=1969| title = Captain Cook and the Transit of Venus of 1769| journal = Notes and Records of the Royal Society of London| volume = 24| issue = 1 | doi = 10.1098/rsnr.1969.0004 | issn = 0035-9149 | jstor = 530738|pages=19-32}}</ref>

Венерини транзити преко сунчевог диска први пут су примећени године 1032. од стране персијског астронома [[Ибн Сина|Ибн Сине]] који је међу првима исправно закључио да је Венера много ближа Земљи од Сунца.<ref name=Goldstein>{{cite journal|title=Theory and Observation in Medieval Astronomy| first = Bernard R.| last=Goldstein| journal = Isis journal| volume = 63| issue = 1|date=March 1972| publisher = University of Chicago Press|pages=39-47[44]| doi = 10.1086/350839}}</ref><ref name=S-Ragep>{{cite encyclopedia|title=Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā| last=Ragep| first = Sally P.| editor = Thomas Hockey| encyclopedia = The Biographical Encyclopedia of Astronomers| publisher = Springer Science+Business Media|year=2007|pages=570-572}}</ref> У [[12. век|XII веку]] астроном из [[Ал Андалуз|Ал-Андалуза]] [[Ибн Баџа]] приметио је својевремено две тамне тачке на површини Сунца које су читав век касније означене као транзити [[Меркур]]а и Венере.<ref>{{Cite book|title=History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997|author = S. M. Razaullah Ansari| publisher = Springer Science+Business Media|year=2002|isbn=978-1-4020-0657-9|pages=137}}</ref> Венерине транзите такође је проучавао и [[енглеска|енглески]] астроном [[Џеремаја Хорокс]] који је заједно са [[Вилијам Кребтри|Вилијамом Кребтријем]] утврдио транзит Венере од 4. децембра 1639. године.<ref name="Kollerstrom">{{cite web|url=http://www.dioi.org/kn/IAUVenus-Transit.pdf | title = William Crabtree's Venus transit observation | last=Kollerstrom| first = Nicholas |year=2004| work = Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004 | publisher = International Astronomical Union | accessdate=10. 055. 2012.}}</ref>

[[Италија]]нски астроном [[Галилео Галилеј]] је у [[17. век|XVII веку]] посматрајући Венеру открио да се њен лик на небу појављује у више фаза, које је слично [[месечеве мене|месечевим менама]] означио као [[Венерине мене]]. Галилео је на основу њених мена правилно закључио и да се Венера окреће око Сунца, а не око Земље, чиме је директно одбацио [[Клаудије Птолемеј|Птолемејев]] [[геоцентрични систем света|геоцентрични систем]].<ref>{{cite web|author=Anonymous| title = Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics| work= Astronomy 161; The Solar System| publisher = Department Physics & Astronomy, University of Tennessee| url = http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html| accessdate=20. 066. 2006.}}</ref>

[[русија| Руски]] научник [[Михаил Ломоносов]] је [[1761]]. године први утврдио постојање атмосфере на Венери.<ref name=Marov2004>{{cite conference|last=Marov| first = Mikhail Ya.| editor=D.W. Kurtz| title = Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit| journal = Proceedings of IAU Colloquium No. 196

| accessdate=12. 077. 2009.}}</ref> Детаљнијим изучавањима атмосфере ове планете базираним на посматрањима бавио се и [[њемачка| немачки]] астроном [[Јохан Јероним Шретер]] 1790. године. Године [[1866]]. [[сједињене Америчке Државе|амерички]] астроном [[Честер Лајман]] утврдио је постојање пуног прстена око планете у фази њене доње конјункције што је био доказ постојања густе атмосфере кроз коју су се преламали сунчеви зраци.<ref>{{cite journal|last=Russell| first = H. N.|year=1899| title = The Atmosphere of Venus| journal = Astrophysical Journal| volume = 9

Постојање густе атмосфере дуго времена је онемогућавало научнике да простим осматрањима утврде тачан период ротације Венере, па су Шретер и [[Ђовани Доменико Касини| Касини]] погрешно проценили тај период на 24 часа (посматрајући привидно кретање тачака на површини).<ref>{{cite journal|last=Hussey| first = T.|year=1832

Спектроскопска осматрања вршена средином прошлог века омогућила су да се дође до првих конкретних закључака о Венериној ротацији. Амерички астроном [[Весто Слајфер]] је покушавајучи да измери вредности [[доплеров ефекат|доплеровог ефекта]] светлости са Венере покушао да утврди тачну ротацију, и након година рада дошао је до закључка да је период ротације Венере знатно дужи него што се раније мислило.<ref>{{cite journal|last=Slipher| first = V. M.|year=1903| title = A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus| journal = Astronomische Nachrichten| volume = 163 | issue = 3–4| bibcode=1903AN....163...35S| doi = 10.1002/asna.19031630303|pages=35}}</ref> Каснија истраживања вршена педесетих година прошлог века утврдила су ретроградни карактер ротације. Прве прецизније представе о ротационом периоду Венере објављене су током 1960-их као последица радарских посматрања која су тада вршена.<ref>{{cite journal|author=Goldstein, R. M. |author2 = Carpenter, R. L. |year=1963| title = Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements| journal = Science| volume = 139| doi = 10.1126/science.139.3558.910| pmid = 17743054| issue = 3558| bibcode = 1963Sci...139..910G |pages=910-911}}</ref> На основу радарских осматрања вршених током седамдесетих година по први пут се дошло до значајних помака у проучавању површине Венере. Осматрања путем радио таласа из [[Аресибо (телескоп)|опсерваторије Аресибо]] утврдила су постојање два изразито снажна рефлектујућа региона на површини који су означени као Алфа и Бета, а такође је утврђено и постојање светлијих регија које су означене као планине, попут [[Максвел монтес|Максвелове планине]] (што је планина виша то је на радарском снимку светлија, пошто радио таласи брже стижу до ње и одбијају се назад).<ref>{{cite journal|author=Campbell, D. B. |author2 = Dyce, R. B. | last3=Pettengill| first3 = H G.. |year=1976| title = New radar image of Venus| journal = Science| volume = 193| doi=10.1126/science.193.4258.1123| pmid = 17792750| issue = 4258| bibcode = 1976Sci...193.1123C |pages=1123-1124}}</ref> Уједно то су и једина три геолошка објекта на Венери која немају женска имена.<ref>{{cite web|last=Young| first = Carolynn|date=August 1990| title = Chapter 8, What's in a Name?| work = The Magellan Venus Explorer's Guide| publisher = NASA/JPL| url = http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide8.html| accessdate=21. 077. 2009.}}</ref>

Прва роботизована свемирска сонда упућена ка Венери била је [[савез Совјетских Социјалистичких Република| совјетска]] сонда [[Венера-1]] лансирана [[12. фебруар]]а [[1961]]. године. Уједно била је то прва међупланетарна сонда у историји истраживања свемира. Након седам дана, сонда Венера-1 је пришла Венери на око 100.000 километара и ушла је у стабилну хелиоцентричну орбиту, а убрзо потом дошло је до губитка сигнала са сонде (вероватно услед прегревања сензора који је био окренут ка Сунцу).<ref name="mitchell_1">{{cite web|last=Mitchell| first = Don|year=2003

| volume = 4| journal = Radio Science| doi = 10.1029/RS004i010p00879| issue = 10|pages=879}}</ref> Резултати добијени са сонди Венера-4 и Маринер-5 заједнички су анализирани од стране мешовитог совјетско-америчког истраживачког тима.<ref>{{cite conference|title=Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII|date=11–24 May 1969| location = Prague, Czechoslovakia| booktitle = Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium| publisher = National Academy of Sciences|pages=94}}</ref><ref>{{cite web|last=Sagdeev| first = Roald| last2=Eisenhower| first2 = Susan|date=28. 055. 2008.| title = United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War| url = http://www.nasa.gov/50th/50th_magazine/coldWarCoOp.html| accessdate=19. 077. 2009.}}</ref>

Програм Венера настављен је са сондом [[Венера-8]] која је слала повратне информације са површине у трајању од 50 минута, након што је успешно ушла у орбиту 22. јула 1972. године. Прве фотографије површине Венере снимиле су сонде Венера-9 (22. октобар 1975. г.) и [[Венера-10]] (25. октобра 1975. г.). Обе сонде су слетеле на два потпуно различита типа рељефа, Венера-9 на падину од уситњених стена нагиба од 20°, док се Венера-10 спустила на заравњену површину избраздану јаким [[елувијални процес| елувијалним процесима]].<ref name="mitchell_3">{{cite web|last=Mitchell| first = Don| work = The Soviet Exploration of Venus

Готово у исто време америчка сонда [[Маринер 10]] упућена ка Меркуру је прошла крај Венере 5. фебруара 1974. на висини од око 5.790 км од површине. Том приликом сонда је снимила преко 4.000 фотографија те планете. Међутим све фотографије су биле готово неупотребљиве у видљивом делу спектра, и тек под [[ултраљубичасто зрачење|ултраљубичастим]] светлом указали су се детаљи на облацима које је било немогуће уочити посматрањима са Земље.<ref>{{cite journal|author=Dunne, J. |author2 = Burgess, E. | title = The Voyage of Mariner 10| publisher = NASA|year=1978| version = SP-424| url = http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19780019203_1978019203.pdf| format = PDF| accessdate=12. 077. 2009.}}</ref>

Амерички [[Пројекат Пионир Венера]] чиниле су две одвојене мисије, орбитер и мултисонда које су одвојено лансиране у мају и августу 1978. године.<ref>{{cite journal|author=Colin, L. |author2 = Hall, C. |year=1977| title = The Pioneer Venus Program| volume=20| issue=3| journal = Space Science Reviews| bibcode = 1977SSRv...20..283C| doi = 10.1007/BF02186467|pages=283-306}}</ref> Орбитер или [[Пионир Венера 1]] је у елиптичну орбиту око Венере ушао 4. децембра и ту остао наредних 13 година вршећи атмосферска мерења и радарско снимање површине. Мултисонда (Пионир Венера 2) се састојала од укупно 4 мање сонде које су у атмосферу ушле 9. децембра и чији основни задаци су били мерења везана за састав, размену топлоте и појаву ветрова у атмосфери.<ref>{{cite web|first=David R.| last=Williams|date=06. 011. 2005.| title = Pioneer Venus Project Information| publisher = NASA Goddard Space Flight Center| url = https://www.nasa.gov/mission_pages/pioneer-venus/ | accessdate=23. 10. 2017.}}</ref> Њихов пад кроз атмосферу трајао је око један сат, али су у том кратком времену сакупљени многи драгоцени подаци. Једна од сонди је чак преживела пад до површине одакле је слала податке још један сат пре него што се практично растопила. Од четири сонде, две су ушле у атмосферу на ноћној страни и откриле једну врло интересантну појаву. На висини од око 11 км „небо тиња“ црвенкастим сјајем који потиче од безбројних муња које непрестано блескају. Инструменти су забележили и до 25 блескова у секунди. Начин на који настају све те силне муње остао је необјашњен. Њихови одблесци могли би бити тајанствено ''[[пепељаста светлост|пепељасто светло]]'' које је више пута опажено телескопима са Земље на ноћној Венериној страни.

Још 4 лендера из [[Програм Венера| Програма Венера]] упућена су ка површини ове планете у наредне 4 године, а сонде Венера-11 и Венера-12 су снимиле постојање јаких [[олуја са грмљавином|грмљавинских олуја]]<ref name="mitchell_4">{{cite web|last=Mitchell| first = Don|year=2003| work = The Soviet Exploration of Venus| title = Drilling into the Surface of Venus| url = http://www.mentallandscape.com/V_Venera11.htm

| accessdate=27. 12. 2007.}}</ref> док су лендери Венера-13 и Венера-14 (успешно се спустили 1. и 5. маја 1982. г.) послали прве фотографије Венерине површине у боји. Све четири мисије су за спуштање у горњим деловима атмосфере користили падобране, којих би се ослободили на висинама од око 50 км даље користивши велику густину атмосфере и трење које кретање кроз њу производи за успешно „меко слетање“. Обе сонде су анализирале површинске узорке земљишта [[спектрометар]]ском рендгенском флуоресцентном методом.<ref name="mitchell_4" /> Програм Венера окончан је у октобру 1983. након што су сонде [[Венера-15]] и [[Венера-16]] остале у орбити око Венере са циљем детаљнијег мапирања површинских делова.<ref>{{Cite book|last=Greeley| first = Ronald|author2 = Batson, Raymond M.|year=2007| title = Planetary Mapping|pages=47|publisher = Cambridge University Press|isbn=978-0-521-03373-2| url = https://books.google.com/?id=ztodv66A1VsC&pg=PA47| accessdate=19. 077. 2009.}}</ref>

Године [[1984]]. совјетска свемирска агенција је покренула [[Програм Вега]] чији циљ је било комбиновано истраживање планете Венере и [[халејева комета| Халејеве комете]] која је прошла кроз унутрашњи део [[сунчев систем|Сунчевог система]] 1986. године. На путањи ка комети сонде [[Вега 1]] и [[Вега 2]] су у орбиту око Венере испустиле сонду коју су приодржавали балони који су пројектовани тако да равнотежно стање постигну на висинама од око 53 км где су температуре и притисци слични онима на површини Земље. Сонде су биле оперативне наредних 46 сати и за то време су откриле много веће турбулентности у атмосфери него што је то раније претпостављано.<ref>{{cite journal|author=Linkin, V. |author2 = Blamont, J. |author3 = Preston, R. | title = The Vega Venus Balloon experiment| journal = Bulletin of the American Astronomical Society|year=1985| volume=17| bibcode = 1985BAAS...17..722L |pages=722}}</ref><ref>{{cite journal|title=The VEGA Venus Balloon Experiment|author = Sagdeev, R. Z. |author2 = Linkin, V. M. |author3 = Blamont, J. E. |author4 = Preston, R. A. | journal = Science | volume = 231|pages=1407-1408|year=1986| doi = 10.1126/science.231.4744.1407| pmid = 17748079

Почетна осматрања планете Венере са површине Земље дала су само наслутити евентуалне форме рељефа ове планете, а до прецизнијих података дошло се тек након радарских мапирања са лендера и орбитера. Америчка сонда Магелан, лансирана [[4. мај]]а [[1989]]. била је прва специјализована мисија намењена топографском радарском мапирању површине ове планете.<ref name="jpl-magellan" /> Сонда је током мисије која је трајала око четири и по године путем радара снимила око 98% површине планете фотографијама високе резолуције и око 95% њеног магнетног поља.<ref>{{cite journal|last=Lyons|first=Daniel T.|author2 = Saunders, R. Stephen |author3 = Griffith, Douglas G. | title = The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations| journal = Acta Astronautica| volume = 35 | issue = 9–11|date=May–June 1995| doi = 10.1016/0094-5765(95)00032-U|pages=669-676}}</ref> Сонда је по окончању мисије 1994. послата дубоко у атмосферу Венере са циљем да пре уништења измери њену густину.<ref>{{cite web|title=Magellan begins termination activities| work = JPL Universe|date=09. 099. 1994.| url = http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/status940909.html| accessdate=30. 077. 2009.}}</ref>

Сонда -{[[MESSENGER]]}- агенције НАСА на свом путу ка Меркуру у два наврата је прелетела Венеру, у октобру 2006. и јуну 2007. године, обавивши притом важна научна мерења.{{чињеница|date=11. 2018. }}<!--mrtva veza do tog datuma.--> Сонда [[Венера експрес]] [[европска свемирска агенција|Европске свемирске агенције]] успешно је ушла у поларну орбиту око Венере 11. априла 2006. године.<ref name="venus express">{{cite web|title=Venus Express| work = ESA Portal| publisher = European Space Agency| url=http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/index.html| accessdate=09. 022. 2008.}}</ref> Задатак сонде је било обављање комплексних истраживања о атмосфери и облацима, те површинских карактеристика, посебно температура. Једно од најзначајнијих открића ове мисије је откриће постојања два веома снажна поларна [[циклон]]ска подручја изнад јужног пола Венере.<ref name="venus express" />

[[JAXA|Јапанска свемирска агенција]] је у мају [[2010]]. године ка Венери послала сонду [[акацуки (свемирска сонда)|Акацуки]] која током децембра исте године није успела да уђе у орбиту око планете<ref name="ABC">{{cite web|title=Japan's Venus Probe Fails to Enter Orbit | url=http://abcnews.go.com/Technology/wireStory?id=12339589 | publisher=[[ABC News]] | accessdate=08. 12. 2010}}</ref><ref name="planetary">{{cite web|title=Akatsuki Mission statement | url= https://solarsystem.nasa.gov/missions/akatsuki | publisher=[[The Planetary Society]] | accessdate=23. 10. 2017}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.nature.com/news/2010/101214/full/468882a.html| title = Venus miss is a setback for Japanese programme| last=Cyranoski| first = David| publisher = Nature|date=14. 12. 2010| accessdate=21. 12. 2010}}</ref>, али је то успела из другог покушаја. Циљ мисије је снимање површине планете помоћу инфрацрвених камера, експериментално потврђивање муња у атмосфери и прибављање доказа о вулканској активности.<ref>{{cite web|title=Venus Climate Orbiter "PLANET-C"| work = JAXA| url=http://www.jaxa.jp/projects/sat/planet_c/index_e.html| accessdate=09. 022. 2008.}}</ref>

Европска свемирска агенција за 2018. планира лансирање сонде ''[[BepiColombo]]'' ка Меркуру, која би пре него што стигне на крајње одредиште требало да изврши два прелета изнад Венере.<ref>{{cite web|title=BepiColombo| work = ESA Spacecraft Operations| url = http://www.esa.int/SPECIALS/Operations/SEMYRMQJNVE_0.html| accessdate=09. 022. 2008.}}</ref>

[[Роскосмос|Федерална космичка агенција]] [[русија|Русије]] планира слање мисије [[Венера-Д]] која би сличним методом као последње две сонде из Пројекта Венера вршила обимна испитивања атмосфере и површине Венере. Сонда би требало да се у форми лендера спусти на површину планете.<ref>{{cite web|title=Atmospheric Flight on Venus| work = NASA Glenn Research Center Technical Reports| url = http://gltrs.grc.nasa.gov/Citations.aspx?id=1568| accessdate=18. 099. 2008.|archive-url= https://web.archive.org/web/20110720022756/http://gltrs.grc.nasa.gov/Citations.aspx?id=1568|archive-date=20. 077. 2011|dead-url= yes}}</ref> Од октобра 2015. године челници руског института [[Институт за истраживање свемира Руске академије наука|IKI RAN]] воде разговоре са челницима агенције НАСА о заједничком спровођењу ове мисије.<ref>{{cite web|title=U.S.-Russian talks on Venus mission resume | url = http://spaceflightnow.com/2015/11/12/u-s-russian-talks-on-venus-mission-resume/ | publisher = ''Spaceflightnow.com'' | last=Clark| first = Stephen|date=12. 11. 2015 | language = {{ен}} | accessdate=13. 11. 2015}}</ref> Разговори су са краћим прекидима због политичких тензија настављени и коначна одлука о инструментима и конфигурацији мисије се очекује до краја маја 2017. године. Мисија ће полетети после 2025. године.<ref>{{cite web|last=Wall| first = Mike| title = Russia, US Mulling Joint Mission to Venus| url = http://www.space.com/35333-russia-nasa-venus-mission-venera-d.html| work = Space.com| accessdate=17. 011. 2017}}</ref>

* Астрономски симбол Венере (кружић са крстићем испод) је уједно и симбол који се у [[биологија| биологији]] користи за женски род.<ref name="stearn">{{cite journal|last=Stearn| first = William|date=May 1968

* Једино подручје на Венери које приближно задовољава услове живота какав је на Земљи налази се у атмосфери на висинама од око 50 км од површине.<ref name="Landis2003">{{cite conference|first=Geoffrey A.| last=Landis| url = http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1| title = Colonization of Venus| booktitle = AIP Conference Proceedings| volume = 654| issue = 1| doi = 10.1063/1.1541418|year=2003|pages=1193-1198| accessdate=28. 088. 2018| archiveurl = https://archive.is/20120711103532/http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1| archivedate=11. 077. 2012| deadurl = yes}}</ref>

* {{Cite book|ref=harv| last=Frankel| first = Charles|year=1996| title = Volcanoes of the Solar System| publisher = Cambridge University Press|isbn=978-0-521-47770-3|pages=}}

* {{Cite book|ref=harv| title = The Planetary System| last=Morrison| first = David|year=2003| publisher = Benjamin Cummings|isbn=978-0-8053-8734-6|pages=}}

* {{Cite book|ref=harv| last=Frankel| first = Charles|year=1996| title = Volcanoes of the Solar System| publisher = Cambridge University Press|isbn=978-0-521-47770-3|pages=}}