Apie Venerą
Antroji pagal atstumą nuo Saulės planeta yra Venera. Jos vardas siejamas su romėnų grožio ir meilės deive, tapačia senovės graikų Afroditei. Lietuviai ją laikė Saulės dukromis Vakarine ir Aušrine.
Venera – artimiausia Žemei vidinė planeta. Tai trečias pagal spindesį (po Saulės ir Mėnulio) dangaus objektas, didžiausias jo spindesys siekia -4.1 ryškio, o didžiausias kampinis skersmuo 20″. Aplink Saulę Venera skrieja beveik apskrita orbita 35 km/s vidutiniu greičiu . Nutolsta nuo Saulės dangaus skliaute ne didesniu kaip 48o kampu, dėl to matoma ne ilgiau kaip 3 valandas prieš Saulei patekant (Aušrinė) arba Saulei nusileidus (Vakarinė).
Jeigu Žemės ir Veneros orbitų plokštumos sutaptų, kiekvieną kartą prasilenkdami matytume Venerą kaip juodą taškelį, slenkantį žėrinčiu Saulės disku. Iš tikrųjų tarp šių plokštumų yra 3,4° kampas, ir tokie sutapimai (tranzitai) pasitaiko retai. Per laikotarpį po teleskopo išradimo (1610 m.) buvo tik 6 Veneros tranzitai, paskutinieji iš jų – 1874 m. ir 1882 m. ir 2004 m. birželio 8 d. Artimiausiais tranzitas įvyks 2012 m. birželio 6 d.
Veneros atmosfera
Venera turi labai tankią ir stipriai Saulės šviesą atspindinčią (geometr. albedas 77%) atmosferą. Beveik 200 metų Veneros atmosfera buvo nepralaužiamu barjeru planetos paviršiaus tyrinėjimui ir sukimosi aplink ašį periodo nustatymui. 50-70 km aukštyje yra trys debesų, kuriuos sudaro 2-3 µm dydžio sieros rūgšties lašeliai ir 5-8 µm dydžio geležies chlorido kristalai, sluoksniai. Debesų sluoksnis toks storas, kad niekados nesusidaro properšų, pro kurias pasimatytų paviršius. Debesų šydą gali įveikti tik radijo bangos, todėl radiolokacija tapo vienu svarbiausiu Veneros tyrimo metodu.
Vidutinis atmosferos slėgis Veneros paviršiuje lygus 9 MPa (~90 kartų didesnis negu prie Žemės paviršiaus). Prie Veneros paviršiaus temperatūra yra ~730 K. Tokią aukštą temperatūrą lemia vadinamasis „šiltnamio reiškinys“, kurį sukelia tanki Veneros atmosfera ir didelis anglies dioksido kiekis. Planetos atmosfera tik iš dalies ir ne tiesių spindulių pavidalu, o daugkartinio išsklaidyto spinduliavimo forma praleidžia Saulės spinduliavimą. Veneros debesų sluoksnis turi gana aukštą albedo (0,78). Kitaip tariant, daugiau nei trys ketvirtadaliai Saulės radiacijos atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeina žemyn. Šiltnamių efektas vyksta ir kitų planetų atmosferose. Tačiau jei Marso atmosferoje jis pakelia paviršiaus temperatūrą 9 laipsniais, o Žemės atmosferoje 35 laipsniais, tai Veneros atmosferoje šis skaičius lygus 400.
Atmosferos cheminė sudėtis
Veneros atmosfera net ~96% susideda iš anglies dvideginio (CO2). ~3.5% Veneros atmosferos sudaro azotas, 0.015% – sieros dioksidas, 0.015% – argonas, 0.01% – helis. Deguonies Veneros atmosferoje yra mažiau nei 0,1%. Iš kitų dujų infraraudonos spektroskopijos metodai padėjo aptikti CO, chlorinį vandenilį bei ftorinį vandenilį. Kitų galimų Veneros atmosferos komponentų paieškos kol kas nedavė vaisių.
Kaip ir Žemė, Venera turi jonosferą. Dieninis elektroninės koncentracijos maksimumas yra 145 km aukštyje. 500 km lygyje pastebimas netikėtas elektroninės koncentracijos nuosmukis, o naktinėje pusėje – ilga uodega iš elektrizuotų dalelių, kurios ilgis siekia 3500 km esant elektronų koncentracijai 1000-500 elektronų/cm3. Tai susiję su Saulės vėju bei su silpnu Veneros magnetinio lauko kryptingumu (Dolginovo duomenims, jis 10 000 kartų mažesnis negu Žemėje). Aukščiausi atmosferos sluoksniai susideda daugiausiai iš vandenilio. Vandenilinė Veneros atmosfera yra iki 5500 km aukščio.
Veneros paviršius
Pagal radiolokatorių, įrengtų dirbtiniuose Veneros palydovuose duomenis, sudaryti gana detalūs Veneros paviršiaus reljefo žemėlapiai, juose jau matyti 100-200 m dydžio dariniai. Apskritai Veneros paviršius yra gana plokščias. Didžiąją jo dalį sudaro kalvotos lygumos. Jose matyti tūkstančiai vulkaninių kupolų ir vulkanų kūgių, pasižyminčių labai nuolaidžiais šlaitais. Dažnai vulkano viršūnėje žiojėja apiręs krateris. Tarp vulkaninių formų gausu smūginių kraterių. Didžiausio jų skersmuo 275 km. Šio kraterio, kaip ir kai kurių kitų, dugnas užlietas lavos. Dėl to ir dėl atmosferinės erozijos (vėjas ir jo nešama smulki medžiaga) Veneros smūginiai krateriai yra lėkšti, negilūs. Mažesnių kaip 6 km kraterių nėra, nes palyginti maži meteoriniai kūnai spėja išgaruoti tankioje atmosferoje ir nepasiekia paviršiaus.
Kalnynai, aukšti plokščiakalniai aprėpia vos apie dešimtadalį Veneros paviršiaus. Aukštumų daugiausia yra šiauriniame planetos pusrutulyje. Čia esantis didžiausias plokščiakalnis, vadinamas Ištarės žeme, užima 1000 x 1500 km plotą. Jį supa kalnų virtinės, tarp jų Maksvelio kalnai su aukščiausia (11 km) viršūne visoje planetoje. Kitas didelis kalnų rajonas yra nusidriekęs 15 000 km palei planetos pusiaują ir yra iškilęs virš lygumų iki 5 km. Tai Afroditės žemė. Įstabus vadinamasis Beta rajonas. Jame puikuojasi 6 km aukščio Rėjos ir Tėjos ugnikalniai. Jų skersmuo ties pagrindu yra maždaug 800 km, o viršūnių įdubos siekia dešimtis km. Veneroje vulkaninė veikla aktyvesnė negu Žemėje. Tiesa, tiesioginių nuorodų į dabar veikiančius vulkanus Veneroje kol kas nerasta, tačiau
vulkaninių reiškinių pėdsakai akivaizdūs – lava padengti didžiuliai plotai. Lavos srautai nepaliaujamai keitė reljefo išvaizdą, todėl šiandieną stebimo paviršiaus amžius tėra, matyt, keli šimtai milijonų metų.
Veneros paviršiaus struktūra liudija, jog globalinės plokščių tektonikos, kaip Žemės plutoje, ten nėra. Galbūt trūksta tam reikalingo plutos standumo. Tokioje plutoje vidinės šilumos ir magmos srautai gali sukelti lokalinius tektoninius procesus. Kad tokių iš tiesų esama, rodo vietovės, neįprastai turtingos įvairiomis detalėmis. Ten matyti paviršiaus klostės, sprūdys, lūžiai, plyšiai, vingiuoja ilgi ir platūs lavos kanalai. Vietinio aktyvumo sritys yra arti kalnuotų rajonų, tad jie galbūt yra ilgalaikės vulkaninės veiklos padarinys.