Wenus, druga planeta od S│o±ca, jest skalnym globem, otulonym gΩstymi chmurami, kt≤re odbijaj╣ wiΩkszo£µ £wiat│a s│onecznego, przez co Wenus jest najja£niejszym cia│em na niebie po S│o±cu i KsiΩ┐ycu. Jest na niej gor╣co i duszno. Temperatury powierzchniowe dochodz╣ do 480 oC, a ci£nienie atmosferyczne 90 razy przewy┐sza ci£nienie ziemskie. »≤│tawy kolor chmur pochodzi od kwasu siarkowego. Jego zawarto£µ ulega jednak znacznym zmianom, co nasuwa my£l, ┐e na Wenus wystΩpuj╣ czynne wulkany. Wenus, z temperaturami dochodz╣cymi do 480oC, to najgorΩtsza planeta Uk│adu S│onecznego. Jest najbli┐szym s╣siadem Ziemi i przypomina j╣ pod wzglΩdem rozmiar≤w i gΩsto£ci. Wenus obraca siΩ wok≤│ osi najwolniej ze wszystkich planet, 240 razy wolniej ni┐ Ziemia. Wenus jest najgorΩtsz╣ planet╣ Uk│adu S│onecznego. Zar≤wno w przypadku Wenus, jak i Ziemi, s│oneczne promieniowanie o mniejszej d│ugo£ci fali przenika atmosferΩ, ogrzewa powierzchniΩ, a jego energia jest ponownie emitowana jako promieniowanie podczerwone o wiΩkszej d│ugo£ci fali. Atmosfera Ziemi poch│ania czΩ£µ tego wt≤rnego promieniowania, co prowadzi do efektu cieplarnianego. Na Wenus jest on pe│ny, gdy┐ atmosfera poch│ania ca│e ciep│o emitowane z powrotem w przestrze±. DziΩki technice radarowej sondy kosmiczne sporz╣dzi│y mapΩ 98 % powierzchni Wenus. Dwie trzecie planety pokrywaj╣ rozleg│e, rozpalone r≤wniny pustynne pochodzenia wulkanicznego. W wyniku efektu cieplarnianego, £rednia temperatura powierzchniowa na Marsie, Ziemi i Wenus jest odpowiednio o 5oC, 35oC oraz 500oC wy┐sza ni┐ by│aby, gdyby atmosfery tych planet przepuszcza│y ca│kowicie promieniowa-nie cieplne (promienie podczerwone). Atmosfery Marsa i Ziemi s╣ przeƒroczyste dla wybranych d│ugo£ci fal promieniowania podczerwonego, natomiast atmosfera Wenus jest ca│kowicie nieprzeƒroczysta. WiΩkszo£µ planet i ksiΩ┐yc≤w Uk│adu S│onecznego obraca siΩ wok≤│ osi i kr╣┐y wok≤│ S│o±ca w kierunku odwrotnym do ruchu wskaz≤wek zegara. Jednak┐e Wenus rotuje zgodnie z ruchem wskaz≤wek zegara, czyli odwrotnie ni┐ inne planety. W zasadzie nie wiadomo, dlaczego tak siΩ dzieje, aczkolwiek niekt≤rzy astronomowie wysunΩli hipotezΩ, ┐e Wenus obraca│a siΩ kiedy£ w tym samym kierunku co pozosta│e planety, lecz zmieni│a rotacjΩ w wyniku zderzenia z jak╣£ planet╣ lub planetoid╣. Proces przekszta│cania planet w celu stworzenia na nich warunk≤w sprzyjaj╣cych ┐yciu okre£lany jest po angielsku terraforming, co mo┐na t│umaczyµ jako ziemiosposobienie. Niekt≤rzy naukowcy zaproponowali, aby proces taki zapocz╣tkowaµ na Wenus poprzez "wysianie" w jej atmosferze zarodnik≤w ro£lin. Pow╣tpiewano wprawdzie, czy organizmy ziemskie przetrwaj╣ w tak skrajnych temperaturach; jednak┐e, przynajmniej teoretycznie, zarodki pobiera│yby dwutlenek wΩgla z atmosfery i przekszta│ca│y go w tlen, wykorzystuj╣c reakcje fotosyntezy. To mog│oby uruchomiµ │a±cuch przemian, prowadz╣cych do wytworzenia £rodowiska, przypominaj╣cego £rodowisko ziemskie. Wenus obiega S│o±ce po niemal ko│owej orbicie o mimo£rodzie zaledwie 0,0068, z prΩdko£ci╣ 35 km/s. Jednego obiegu dokonuje w ci╣gu 224,701 dnia. Spo£r≤d wszystkich planet Wenus najwolniej obraca siΩ wok≤│ w│asnej osi, bowiem tylko raz na 243,16 doby, i przy tym w kierunku przeciwnym ni┐ pozosta│e planety z wyj╣tkiem Urana, kt≤ry obraca siΩ w tym samym kierunku co Wenus. S│o±ce na niebie Wenus widzieliby£my wschodz╣ce na zachodzie i zachodz╣ce na wschodzie. Dzie± na Wenus trwa 116,8 dnia ziemskie. Poniewa┐ o£ obrotu planety jest prawie prostopad│a do p│aszczyzny jej orbity, na Wenus nie wystΩpuj╣ pory roku. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni planety wynosi 8,85 m/s2, prΩdko£µ ucieczki 10,35 km/s. Wenus, w odr≤┐nieniu od Ziemi, nie ma pola magnetycznego Wenus jest planet╣ najbli┐sz╣ Ziemi, jednak wzajemna odleg│o£µ tych dw≤ch cia│ niebieskich podlega znacznym zmianom: od 40x106 do 259x106 km. W zwi╣zku z tym rozmiary k╣towe Wenus na niebie zmieniaj╣ siΩ od 64" do 10". W czasie najwiΩkszego zbli┐enia widzimy Wenus - co prawda tylko w lunecie - jako w╣ski sierp. Planeta znajduje siΩ wtedy miΩdzy Ziemi╣ i S│o±cem. R≤wnie┐ Wenus wykazuje fazy. Po raz pierwszy obserwowa│ je Galileusz w 1609 roku, gdy na planetΩ skierowa│ swoj╣ lunetkΩ. Odkrycie faz Wenus by│o istotnym dowodem na potwierdzenie heliocentrycznej teorii Kopernika. Poniewa┐ Wenus obiega S│o±ce wewn╣trz orbity Ziemi, nie mo┐e na niebie oddaliµ siΩ od S│o±ca dalej ni┐ o 48░. W najkorzystniejszych warunkach wschodzi zatem tylko piΩµ godzin przed wschodem S│o±ca lub zachodzi piΩµ godzin po jego zachodzie. Na og≤│ jednak jest na niebie widoczna znacznie kr≤cej. Jej siΩ od -3,1m do -4,4m. Po S│o±cu i KsiΩ┐ycu jest ona najja£niejszym obiektem na niebie, 15 razy ja£niejszym ni┐ najja£niejsza gwiazda nieba, Syriusz. Wiele narod≤w mia│o dla Wenus dwie nazwy, zale┐nie od tego czy by│a ona widoczna na niebie rano czy wieczorem. Na przyk│ad staro┐ytni Grecy wieczorem nazywali j╣ Hesperos, rano - Phosphorus. Do dzi£ Wenus bywa nazywana Jutrzenk╣, gdy £wieci nad ranem, lub Gwiazd╣ Wieczorn╣, gdy j╣ widzimy wieczorem. Wenus, podobnie jak Merkury, przechodzi te┐ przed tarcz╣ S│o±ca, przej£cia te s╣ jednak o wiele rzadsze. Po raz ostatni mia│o to miejsce 8 grudnia 1882 roku, nastΩpne dwa przej£cia bΩdzie mo┐na obserwowaµ 8 czerwca 2004 roku i 8 czerwca 2012 roku. Na podstawie rozmytego konturu Wenus przy przej£ciu przed tarcz╣ s│oneczn╣ w dniu 26 maja 1761 roku Michai│ W. úomonosow wywnioskowa│, ┐e planeta posiada atmosferΩ. Powierzchnia Wenus nie jest dostΩpna bezpo£rednim obserwacjom, gdy┐ zakrywa j╣ gΩsta warstwa nieprzezroczystych chmur odbijaj╣cych a┐ 60% £wiat│a s│onecznego. Ta zas│ona z chmur sprawi│a, ┐e nasza najbli┐sza s╣siadka jest po dzie± dzisiejszy pe│na zagadek. Obserwujemy tylko czΩ£µ atmosfery Wenus, po│o┐on╣ nad chmurami. Mo┐na tu niekiedy dostrzec ciemne plamy o nieregularnym kszta│cie i nieostrych brzegach. Przed ponad 40 laty w atmosferze Wenus odkryto dwutlenek wΩgla, ale dopiero w ostatnich latach dos│owna inwazja statk≤w kosmicznych zrywa stopniowo zas│onΩ z tej najpiΩkniejszej planety naszego nieba. Wsp≤│czesne wyobra┐enie o atmosferze Wenus uzyskali£my z pomiar≤w przeprowadzonych przez sondy miΩdzyplanetarne typu Wenera, Mariner i Pioneer Venus, a tak┐e z obserwacji z Ziemi. Atmosfera Wenus ko±czy siΩ na wysoko£ci oko│o 1000 km nad powierzchni╣ planety koron╣ wodorow╣. Tworzy ona warstwΩ po£redni╣ miΩdzy atmosfer╣ Wenus i przestrzeni╣ miΩdzyplanetarn╣. Pod koron╣, wysoko£ci mniej wiΩcej 300 km nad powierzchni╣, przewa┐a w atmosferze Wenus hel. W ni┐szych warstwach atmosfera sk│ada siΩ z 97% dwutlenku wΩgla, prawie 3% azotu, 0,1% tlenu oraz niewielkiej ilo£ci kwasu siarkowego. Od wysoko£ci oko│o 100 km nad powierzchni╣ Wenus, w kierunku do do│u, zaczyna wzrastaµ temperatura. Na powierzchni planety siΩga ona warto£ci 460-480░C. Nieprzezroczysta, najgΩstsza warstwa chmur o grubo£ci 15-20 km znajduje siΩ na wysoko£ci oko│o 60 km nad powierzchni╣ planety. Pod chmurami r≤┐nica pomiΩdzy temperatur╣ dnia i nocy nie przewy┐sza 25░C. PrΩdko£µ wiatru w atmosferze maleje w miarΩ obni┐ania siΩ nad powierzchni╣ Wenus. Jak wykaza│y pomiary, przeprowadzone przez balonowe sondy z Wegi 1 i Wegi 2, na wysoko£ci 50-55 km prΩdko£µ wiatru wynosi 69,5 m/s. Przy powierzchni planety prΩdko£µ wiatru osi╣ga warto£µ zaledwie 1-2 m/s. Wiatr o takiej prΩdko£ci mo┐e jeszcze przenosiµ drobne cz╣stki py│u i piasek. Na wysoko£ci chmur (60 km) ci£nienie atmosferyczne wynosi 100 Pa i w miarΩ obni┐ania siΩ szybko ro£nie, dochodz╣c przy powierzchni Wenus do warto£ci 9 MPa (90 atmosfer). Chmury na Wenus przepuszczaj╣ £wiat│o i widoczno£µ nad nimi nie powinna byµ gorsza ni┐ u nas w pochmurny dzie±. Zanim jeszcze pierwsze sondy l╣dowa│y na powierzchni Wenus, metodami radiolokacyjnymi z Ziemi stwierdzono, ┐e powierzchnia planety nie jest zbyt g≤rzysta, lecz ma charakter raczej r≤wninny. Pierwszych informacji o sk│adzie i budowie tej powierzchni dostarczy│y automatyczne sondy miΩdzyplanetarne, poczynaj╣c od Wenery 7 oraz Pioneer Venus. Okaza│o siΩ, ┐e twardo£µ powierzchni planety odpowiada na og≤│ twardo£ci ska│ bazaltowych. îrednia gΩsto£µ Wenus wynosi 5,11 g/cm3. W miejscu l╣dowania Wenery 10 gΩsto£µ pod sam╣ powierzchni╣ planety wynosi│a 2,7 - 2,9 g/cm3. Przypuszcza siΩ, ┐e Wenus, podobnie jak Merkury i Ziemia, ma r≤wnie┐ j╣dro ┐elazne. Oko│o 70% powierzchni Wenus stanowi teren r≤wninny, nie wznosz╣cy siΩ ponad £redni promie± planety. Dalsze 20% powierzchni pokrywaj╣ p│askie, owalne obszary o kilkusetkilometrowych £rednicach, zag│Ωbione jakie£ 1500 m poni┐ej £redniego poziomu planety. Wiele z nich przypomina kszta│tem uderzeniowe kratery meteorytowe. Pozosta│e 10% powierzchni Wenus zajmuj╣ │a±cuchy g≤rskie. Najwy┐szy szczyt, Maxwell Montes, o wysoko£ci 11 km, znacznie przerasta nasze najwy┐sze g≤ry. Jest on po│o┐ony we wschodniej czΩ£ci rozleg│ego │a±cucha g≤rskiego Ishtar Terra, przypominaj╣cego pod wzglΩdem geologicznym Himalaje, powsta│e wskutek wypiΩtrzenia dw≤ch kier kontynentalnych. P│askowy┐ Lakshmi Planum, o £rednicy 2500 km, jest podobny do Tybetu, jednak dwa razy wiΩkszy od niego. Lakshmi Planum le┐y 4000 m powy┐ej £redniego poziomu planety. Wzd│u┐ r≤wnika Wenus, na d│ugo£ci 10000 km, rozpo£ciera siΩ Aphroditae Terra, obszar bardzo podobny pod wzglΩdem budowy geologicznej do wschodniej Afryki. Napotykamy tam zbli┐ony uk│ad rozpadlin. Gigantyczne rozpadliny w tym rejonie Wenus osi╣gaj╣ d│ugo£µ 3000 km i g│Ωboko£µ 1000 m. Wydaje siΩ, ┐e geologiczna przesz│o£µ Wenus nie r≤┐ni│a siΩ zbytnio od geologicznych dziej≤w Ziemi. Na r≤wninnych terenach Wenus widoczne s╣ bez│adnie rozrzucone owalne formacje o £rednicach od 20 do 80 km. S╣ to prawdopodobnie pozosta│o£ci krater≤w meteorytowych. Na Wenus brak krater≤w o £rednicy mniejszej ni┐ 20 km, pewnie dlatego, ┐e mniejsze meteoryty nie zdo│a│y przenikn╣µ przez gΩst╣ warstwΩ atmosfery planety do jej powierzchni. Wyraƒne jasne plamy na powierzchni Wenus s╣ obszarami aktywnymi tektonicznie. Te tzw. "gor╣ce plamy" znajduj╣ siΩ w r≤┐nych stadiach rozwoju. Niekt≤re z nich dowodz╣ wsp≤│czesnej aktywno£ci tektonicznej planety. Wenus jest w szerokim rozumieniu planet╣ bliƒniacz╣ Ziemi. Choµ pod wieloma wzglΩdami Wenus i Ziemia s╣ do siebie podobne, wiele cech je r≤┐ni. Wp│ynΩ│y na to odmienne warunki zewnΩtrzne, w kt≤rych powsta│y te planety. Zar≤wno Ziemia, jak i Wenus powsta│y ponad 4,6 miliarda lat temu z drobnych protoplanetarnych cia│ mg│awicy s│onecznej. WewnΩtrzna radioaktywno£µ (Wenus ma takie samo jak Ziemia ciep│o wewnΩtrzne, wytworzone na skutek rozpadu promieniotw≤rczego pierwiastk≤w) oraz zderzenia z pobliskimi drobnymi cia│ami dostarcza│y ciep│a niezbΩdnego do topnienia wnΩtrza planety. Materia│ o wiΩkszej gΩsto£ci (nikiel, ┐elazo) stopniowo formowa│ j╣dro planety. L┐ejsze pierwiastki przemieszcza│y siΩ w kierunku powierzchni Wenus i utworzy│y jej atmosferΩ. Z biegiem czasu bombardowanie planety przez znajduj╣ce siΩ w pobli┐u drobne cia│a zmniejsza│o siΩ, sama planeta stawa│a siΩ coraz ch│odniejsza. Ciek│e j╣dro otoczy│a sta│a skorupa, kry tektoniczne zaczΩ│y tworzyµ kontynenty (na przyk│ad Ishtar) oraz ni┐ej po│o┐one baseny, w kt≤rych najprawdopodobniej znajdowa│a siΩ tak┐e woda. w tym czasie aktywno£µ s│oneczna by│a o oko│o 30% mniejsza ni┐ obecnie i Wenus otrzymywa│a od S│o±ca tyle promieniowania, ile obecnie Ziemia. Z rozpadlin wulkanicznych skorupy Wenus wydziela│y siΩ du┐e ilo£ci dwutlenku wΩgla, przyczyniaj╣c siΩ do formowania atmosfery. GΩsta atmosfera, kt≤ra siΩ utworzy│a ponad 3,5 miliarda lat temu, zmieni│a bilans cieplny planety. Coraz silniej dawa│o siΩ odczuµ dzia│anie efektu szklarniowego i temperatura na powierzchni planety wzrasta│a. Niema│y udzia│ we wzro£cie temperatury mia│a tak┐e zwiΩkszaj╣ca siΩ aktywno£µ S│o±ca. W tym okresie wyparowa│a ca│a woda z powierzchni Wenus, a para wodna w atmosferze uleg│a roz│o┐eniu na wod≤r i tlen pod dzia│aniem nadfioletowego promieniowania S│o±ca. Obecnie na Wenus nie ma zupe│nie wody. Stosunek liczby atom≤w deuteru do atom≤w wodoru (na Wenus na ka┐dy atom wodoru przypada 100 razy wiΩcej atom≤w deuteru ni┐ na Ziemi) £wiadczy jednak, ┐e w przesz│o£ci planeta by│a bogata w wodΩ. Przedstawiony scenariusz ewolucji Wenus nie pozostawia miejsca dla powstania tam materii o┐ywionej.