Venuše (planeta): Porovnání verzí

'''Venuše''' je druhá [[planeta]] od [[Slunce]] ve [[sluneční soustava|sluneční soustavě]]. Je pojmenovanápojmenována po [[římská mytologie|římské bohyni]] [[láska|lásky]] a krásy [[Venuše (mytologie)|Venuši]]. Jedná se o jedinou planetu [[Sluneční soustava|sluneční soustavy]], která je pojmenována po ženě. Venuše je [[terestrická planeta]], co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná [[Země|Zemi]]; někdy se proto nazývá „sesterskou planetou“ Země. [[elipsa|Eliptická]] oběžná dráha Venuše má ze všech planet nejmenší [[Excentricita dráhy|výstřednost]], pouze 0,007. Okolo Slunce oběhne jednou za 224,7 pozemskýchpozemského dnídne. 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 [[úsvit]]em nebo po [[soumrak]]u. 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 [[Hvězdná velikost|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 [[oblačnost]]i, která nedovoluje spatřit její povrch v&nbsp;oblasti viditelného světla. To vyvolalo velkou řadu [[spekulace|spekulací]] o jejím povrchu, přetrvávajících až do [[20. století|20.&nbsp;století]], kdy byl její povrch prozkoumán pomocí přistávacích modulů a [[radar]]ového mapování povrchu. Venuše má nejhustší [[atmosféra|atmosféru]] ze všech terestrických planet, která je tvořena převážně [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]]. Pro absenci [[Koloběh uhlíku|uhlíkového cyklu]] ve formě navázání do [[hornina|hornin]] či na [[biomasa|biomasu]] z&nbsp;atmosféry docházelo k&nbsp;jeho enormnímu nárůstu až do současné podoby. Vznikl tak silný [[skleníkový efekt]], který ohřál planetu na teploty znemožňující výskyt kapalné [[voda|vody]] na jejím povrchu a učinil z&nbsp;Venuše suchý a prašný svět. Existují teorie, že Venuše, podobně jako Země, měla [[oceán]]y kapalné vody. Voda se vlivem narůstající teploty vypařila a následně se pro absenci [[magnetické pole|magnetického pole]] vodní molekuly střetly s&nbsp;částicemi [[sluneční vítr|slunečního větru]], což vedlo k&nbsp;jejich rozpadu na [[kyslík]] a [[vodík]] a k&nbsp;úniku volných částic z&nbsp;atmosféry.<ref name="solarwind">{{Citace elektronické monografie

Venuše byla známa již starým [[Babylonie|BabyloňanůmBabylóňanům]] kolem roku 1600 př.&nbsp;n.&nbsp;l. Byla však pozorována dlouho předtím v&nbsp;prehistorických dobách díky své jasné viditelnosti. V&nbsp;Čechách jsou známy nálezy dokládající její pozorování z&nbsp;archeologické lokality [[Makotřasy]] z&nbsp;období asi 2700&nbsp;let př.&nbsp;n.&nbsp;l.<ref>Pleslová-Štiková E., Marek F., Horský Z.: A square enclosure of the… ''Archeologické rozhledy'' XXXII. Praha 1980. Ss.&nbsp;3–35.</ref>

Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s&nbsp;malým křížem pod ním (v&nbsp;[[Unicode]]: ♀). Povrch Venuše mohl být zkoumán až díky radaru a kosmickým sondám. První úspěšné přistání provedla sonda [[Veněra 7|Veněra&nbsp;7]] 15.&nbsp;prosince 1970. V&nbsp;první polovině 90.&nbsp;let 20.&nbsp;století zhotovila americká sonda [[Magellan (sonda)|Magellan]] detailní mapu téměř celého povrchu planety. Tyto výzkumy přinesly poznatky o silné [[vulkanismus|sopečné aktivitě]] na povrchu Venuše, což spolu s&nbsp;přítomností [[síra|síry]] v&nbsp;atmosféře vedlo k&nbsp;domněnkám, že se na Venuši nachází aktivní vulkanismus i v&nbsp;současnosti, což v&nbsp;roce 2009 potvrdilypotvrdila měření povrchu v&nbsp;infračerveném spektru.<ref name="dlr2">{{Citace elektronické monografie

</ref> Při průzkumu snímků ale nebyly nalezeny žádné doklady [[lávový proud|lávových proudů]], které by pocházely z&nbsp;nedávné doby. Na povrchu bylo překvapivě pozorováno jen malé množství [[impaktní kráter|kráterů,]] naznačující, že celý povrch je relativně mladý, o stáří přibližně půl miliardy let.

Venuše vznikla podobně jako ostatní [[planeta|planety]] sluneční soustavy přibližně před 4,6 či 4,5&nbsp;miliardamimiliardy let<ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Nicméně podmínky na povrchu Venuše jsou od pozemských zcela odlišné. Na povrchu panují extrémní podmínky, způsobené silným skleníkovým efektem. Atmosféra je složena převážně z&nbsp;oxidu uhličitého (96,5 %).<ref name="fleet">{{Citace elektronické monografie

</ref> 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&nbsp;[[Planetární jádro|jádra]], [[Planetární plášť|pláště]] a pevné [[Planetární kůra|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 [[desková tektonika|deskové tektoniky]], Venuše tak spolu s&nbsp;[[Mars (planeta)|Marsem]] a [[Merkur (planeta)|Merkurem]] má nejspíše litosféru tvořenoutvořenu jednou kompaktní [[Tektonická deska|litosférickou deskou]]. Jako vysvětlení se nabízí varianta, že Venuše má příliš silnou litosféru, která zabraňuje průniku [[plášťový chochol|chocholů]] na povrch a nastartování deskové tektoniky.<ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Na rozhraní jádra a pláště se odhadují teploty okolo 3&nbsp;500&nbsp;°C, v&nbsp;jádře by mohly dosahovat až k&nbsp;4&nbsp;000&nbsp;°C.<ref name="slozeni" /> Venuše, podobně jako Země, překonala [[gravitační diferenciace|gravitační diferenciaci]], období krátce po svém zformování, kdy těžší prvky klesaly do středu planety, čímž došlo k&nbsp;vytvoření jádra, zatímco lehčí prvky stoupaly směrem k&nbsp;povrchu. Důkazem diferenciace je vznik sekundární atmosféry planety.

Jelikož má Venuše velmi hustou atmosféru, která brzdí dopadající tělesa, nenacházínenacházejí se na povrchu planety žádné [[impaktní kráter]]y menší než 3&nbsp;km v&nbsp;průměru. Krátery na Venuši jsou relativně mělké. Jejich nízká hloubka svědčí o intenzivní [[eroze|erozi]] nebo o silných [[endogenní dynamika|endogenních pochodech]]. Na povrchu jsou pozorovanépozorovány také [[zlom]]y značných rozměrů, které svědčí o [[tektonika|tektonické činnosti]].

}}</ref> která je pouze zřídka porušena meteorickými krátery. Malý počet impaktních poruch napovídá, že povrch planety byl v&nbsp;nedávné době značně přeměněn vlivem sopečné aktivity.<ref name="DLR" /> Kartografické souřadnice objektů na Venuši jsou vztaženévztaženy k&nbsp;[[Základní poledník|nultému poledníku]], jenž prochází bodem, který velmi dobře odráží radarové signály a který leží uprostřed oválného objektu Eve jižně od Alpha Regio.<ref>{{Citace periodika

}}</ref> Z&nbsp;nichžnich 167 má průměr základny větší než 100&nbsp;km. Pro srovnání, − na Zemi je jen jedna podobná oblast, a to na ostrově [[Havaj (ostrov)|Havaj]].<ref name="Frankel">{{Citace monografie

Na Venuši je možné rozeznat okolo tisíce impaktních kráterů, které jsou po jejím povrchu distribuovány nahodile. Krátery na Zemi či Měsíci se nacházejí v&nbsp;různém stádiustadiu [[eroze]], což svědčí o jejich různém stáří. Na Měsíci jsou starší krátery zahlazovány novějšími impaktními krátery v&nbsp;okolí a na Zemi je to způsobeno činností vody a [[vítr|větru]]. Oproti tomu krátery na Venuši jsou v&nbsp;85 % případů v&nbsp;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&nbsp;miliony lety.<ref>{{Citace periodika

Krátery na Venuši dosahují průměru od 3 do 280&nbsp;km. Na povrchu se nenacházejí krátery menší než 3&nbsp;km. Způsobuje to hustá atmosféra, která brzdí malá prolétající tělesa natolik, že při dopadu již nemají dostatečnou [[kinetická energie|kinetickou energii]] schopnou vytvořit impaktní kráter.<ref name="solar">{{Citace elektronické monografie

V&nbsp;roce 1980 americká sonda [[Pioneer-Venus 1|Pioneer Venus Orbiter]] objevila, že Venuše má [[magnetické pole]] slabší a menší než pozemské. Na rozdílNarozdíl od Země není magnetické pole Venuše indukovanéindukováno v&nbsp;[[geologie Venuše|jádře planety]], ale v&nbsp;atmosféře při interakci [[ionosféra|ionosféry]] s&nbsp;částicemi [[sluneční vítr|slunečního větru]].<ref>{{Citace monografie

</ref> V&nbsp;současnosti není zcela známo, proč nemá Venuše [[Magnetický dipól|dvojpólové magnetické pole]] generované jádrem planety. JelikožPředpokládá se předpokládá, že vznik Venuše byl velmi podobný vzniku Země a že obě planety mají i podobné chemické složení. Země má jádro tvořenétvořeno tekutým kovem, který umožňuje probíhání [[termochemická konvekce|termochemické konvekce]], což umožňuje generování magnetického pole. Existují dvě základní teorie, které nepřítomnost pole indukovaného jádrem vysvětlují. První předpokládá, že počáteční teplo při formování společně s&nbsp;teplem vznikajícím při [[Radioaktivita|radioaktivním rozpademrozpadu]] nestačilo na to, aby se jádro udrželo v&nbsp;tekutém stavu. Proto by byla teplota jádra příliš nízká na termální [[Šíření tepla prouděním|konvekci]], podobně jako je tomu v&nbsp;případě [[Mars (planeta)#Magnetick.C3.A9 pole a radiace|Marsu]]. Druhá teorie vysvětluje nepřítomnost vnitřně buzené magnetosféry Venuše malým [[Vedení tepla|tepelným tokem]] z&nbsp;jádra planety. Nepřítomnost magnetického pole generovaného ve vnitřních oblastech planety má za následek skutečnost, že Venuše není tak dobře chráněna proti dopadajícím částicím slunečního větru a [[Záření|radiaci]] přicházející z&nbsp;[[vesmír]]u jako Země, a může to být jedenjedna z&nbsp;důvodůpříčin, proč jsou obě zmiňované planety velmi rozdílné.

Indukovaná magnetosféra vznikající pod vlivem částic slunečního větru je zformována do dlouhého [[planetární chvost|chvostu]], který se táhne směrem od Slunce do vzdálenosti přibližně 8 až 12 poloměrů Venuše. Na přivrácené straně ke Slunci pak vzniká [[rázová vlna]]. Nepřítomnost vnitřního dynama, generujícígenerujícího magnetické pole, byla velkým překvapením, jelikož se při shodné velikosti Venuše a Země předpokládalo, že bude mít také vnitřní dynamo. Pro vznik dynama je nutné splnit tři základní podmínky: vodivou kapalinu, rotaci a [[Šíření tepla prouděním|konvekci]]. Pro vznik dynama musí být jádro vodivé, což je nejspíš i případ Venuše. Druhou podmínkou je rychlost rotace jádra, která dle modelů bude v&nbsp;případě Venuše dostatečná.<ref>{{Citace monografie

</ref> Tyto poznatky naznačují, že důvodem absence dynama v&nbsp;jádře Venuše bude chybějící konvekce mezi vnitřním jádrem a vnějším jádrem, což by korespondovalo i s&nbsp;poznatky o chybějící deskové tektonice. Dalším možným vysvětlením je, že rozdíl teplot mezi vnitřním a vnějším jádrem je nepatrný, a tedy nedostatečný pro vznik dynama.

Současná představa o struktuře atmosféry Venuše se zakládá na měřeních uskutečněných sondami typu [[Program Veněra|Veněra]], [[Program Mariner|Mariner]], [[Program Pioneer|Pioneer-Venus]], pozemskými pozorováními a teoretickými modely, které umožňují odhadovat chování [[atmosféra|atmosféry]]. Venuše je obklopena hustou vrstvou atmosféry, která je tvořena převážně [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]], dále pak malým množstvím [[dusík]]u, [[kyslík]]u a [[vodní pára|vodních par]]. Kombinace těchto plynů má za následek vznik silného [[skleníkový efekt|skleníkového efektu]], který zvyšuje [[teplota|teplotu]] [[povrch Venuše|povrchu]] o více než 400&nbsp;°C, v&nbsp;oblastech okolo [[Zemský rovník|rovníku]] dokonce až o 500&nbsp;°C. Silný skleníkový efekt způsobuje, že povrch Venuše je teplejší než [[Slunce|Slunci]] nejbližší planeta [[Merkur (planeta)|Merkur]] i přesto, že je od Slunce více jaknež dvakrát vzdálenávzdálena a přijímá pouze 25 % slunečního záření (2&nbsp;613,9&nbsp;W/m² v&nbsp;horní části atmosféry a pouze 1&nbsp;071,1&nbsp;W/m² na povrchu planety). Vlivem tepelné setrvačnosti a proudění atmosféry se teplota na denní a noční straně Venuše výrazně neliší (rozdíl se pohybuje v&nbsp;rozmezí 25&nbsp;°C),<ref name="klec118">{{Citace monografie

</ref> a to i přes topřesto, že [[Otáčení|rotace]] planety je extrémně pomalá. V&nbsp;horních vrstvách atmosféry panují [[vítr|větry]], které obkrouží planetu přibližně jednou za 4&nbsp;pozemské [[den|dny]], což vede k&nbsp;distribuci tepla po celé planetě. [[Atmosférický tlak]] na povrchu planety se pohybuje okolo 8&nbsp;[[Pascal (jednotka)|MPa]], což je 90krát více než na povrchu [[Země]].<ref name="klec118" /> Během pozorování planety byly pozorovány v&nbsp;atmosféře zaznamenány i [[elektrický výboj|elektrické výboje]] v&nbsp;podobě [[blesk]]ů,<ref>{{Citace elektronické monografie

</ref> Elektrické výboje v&nbsp;atmosféře byly předpovězeny již dříve, ale dokud nebyly prvně pozorovány sovětskou sondou Veněra, jednalo se pouze o teorii. MeziV rokylétech [[2006]] aža [[2007]] provedla evropská sonda [[Venus Express]] řadu pozorování, která jasně potvrdila existenci elektrických výbojů v&nbsp;atmosféře.

Atmosféra planety sahá do výšky okolo 1&nbsp;000&nbsp;km nad povrchem planety, kde se nachází vodíková koróna. Pod ní se do výšky 300&nbsp;km nachází atmosféra tvořená převážně héliem. Pod touto vrstvou je směsice vzduchu, složená z&nbsp;okolo 96,5 % oxidu uhličitého, téměř 3,5 % dusíku, 0,1 % kyslíku.<ref name="klec118" /> Studie naznačují, že před několika miliardami let měla Venuše atmosféru, která se mohla velmi podobat pozemské, což umožňovalo existenci kapalné vody na jejím povrchu. Vlivem skleníkového efektu ale došlo k&nbsp;vypaření povrchové vody do atmosféry, kde vodní pára navýšila obsah skleníkových plynů na kritickou hranici, vedoucí k&nbsp;současnému extrémně horkému stavu.<ref>{{Citace periodika

</ref> a [[albedo]] v&nbsp;rozsahu viditelného [[světlo|světla]] ještě více. Vlivem oblačnosti Venuše dochází k&nbsp;tomu, že samotný povrch planety je méně osvětlený než povrch Země a i méně zahříván slunečním teplem. Oblačnost na Venuši není hlavnímhlavní důvodempříčinou toho, proč na jejím povrchu panují vysoké teploty, ale tímtotouto důvodempříčinou je vysoký podíl CO₂ v&nbsp;atmosféře, který způsobuje silný skleníkový efekt.

Mraky jsou tvořenétvořeny převážně z&nbsp;[[oxid siřičitý|oxidu siřičitého]] a kapiček [[kyselina sírová|kyseliny sírové]], zcela obklopují planetu a skrývají [[lidské oko|lidskému oku]] veškeré detaily povrchu. Vrcholky mraků mají teplotu přibližně −45&nbsp;°C. Zpočátku se soudilo, že teplota na povrchu Venuše by mohla být příznivá pro vznik života, až do počátku 60.&nbsp;let 20.&nbsp;století se teplota odhadovala kolem 50&nbsp;°C a teprve v&nbsp;roce [[1965]] se ještě na základě pozemských měření došlo k&nbsp;závěru, že teplota je značně vysoká, okolo 300&nbsp;°C. V&nbsp;současnosti je průměrná teplota povrchu Venuše, jak ji určila [[NASA]], 464&nbsp;°C.<ref name="fleet" /> Minimální teplotu mají právě vrcholky mraků, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400&nbsp;°C.

</ref> Jediná výraznější změna teploty nastává s&nbsp;rostoucí [[nadmořská výška|nadmořskou výškou]]. V&nbsp;roce [[1995]] sonda Magellan nasnímala na vrcholku nejvyšších hor vysoce [[odrazivost|reflektivní]] bílou látku, vykazující výraznou podobnost s&nbsp;pozemským [[sníh|sněhem]]. Tato látka vznikla nejspíše podobnými procesy, jako vzniká sníh, i když za značně vyšších teplot. Na povrchu v&nbsp;nižších oblastech se tato látka dostává do plynného skupenství a ve vyšších oblastech pak po změně skupenství padá zpět k&nbsp;povrchu. Přesné složení této látky je v&nbsp;současnosti neznámé a objevuje se celá řada možných vysvětlení od [[tellur]]u až po sloučeniny [[sulfidy|sulfidů,]] např. [[galenit]]u.<ref>{{Citace elektronické monografie

Jelikož Venuše nemá vlastní magnetické pole, není její povrch zcela chráněn před slunečním větrem a částicemi dopadajícími na její horní část atmosféry. Uvažuje se, že Venuše měla původně podobné množství vody v&nbsp;atmosféře, jako má Země. V&nbsp;důsledku bombardování slunečními částicemi ale došlo k&nbsp;rozštěpení vodních [[molekula|molekul]] na atomy [[vodík]]u a [[kyslík]]u. Vlivem nízké hmotnosti vodíku mohl následně snadno uniknout do [[kosmický prostor|kosmického prostoru]]. Oproti tomu těžší kyslík zůstal v&nbsp;atmosféře a následně nejspíše reagoval s&nbsp;atomy v&nbsp;kůře, došlo k&nbsp;jeho navázání a postupnému vymizení z&nbsp;atmosféry. Poměr vodíku a [[Deuterium|deutériadeuteria]] v&nbsp;atmosféře planety tuto teorii podporuje. Vzhledem k&nbsp;suchu jsou [[hornina|horniny]] na Venuši [[hmotnost|těžší]] a [[Mohsova stupnice tvrdosti|tvrdší]] než na Zemi, což umožňuje vznik [[hora|hor]] a [[útes]]ů s&nbsp;prudšími [[svah]]y a neobvyklými tvary.

Venuše rotuje kolem své rotační osy ze všech planet sluneční soustavy nejpomaleji, a to v&nbsp;intervalu jednou za 243,16&nbsp;[[den|dne]].<ref name="opacne">{{Citace monografie

</ref> Má pomalou [[zpětná rotace|zpětnou rotaci]],<ref name="opacne" /> což znamená, že rotuje od [[východ]]u k&nbsp;[[západ]]u namísto od západu k&nbsp;východu jako většina ostatních planet. DůvodPříčina toho, proč planeta rotuje zpětně, není známznáma,<ref name="opacne" /> ale předpokládá se, že se jedná o následek [[slapové jevy|slapového]] působení její velmi hmotné atmosféry.<ref>{{Citace elektronického periodika

</ref> Vyjma neobvyklé zpětné rotace je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizovaná tak, že v&nbsp;době nejbližšího přiblížení k&nbsp;Zemi se k&nbsp;ní otáčí stále stejnou stranou. Tato vlastnost může být zapříčiněna [[slapové jevy|slapovými jevy]], které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykolivkdykoli se planety dostanou blízko k&nbsp;sobě, či se jedná o pouhou shodu náhod.

Venuše je nejjasnějším objektem na noční obloze po Měsíci. Pohybuje se vždy uvnitř zemské dráhy, což má za následek, že se nemůže na obloze od Slunce vzdálit dále než 47°. Jasnost planety se na noční obloze pohybuje mezi −3,1&nbsp;magnitudy do -4−4,4&nbsp;magnitudy.<ref name="magnituda">{{Citace monografie

</ref> Nejjasnější je Venuše na noční obloze v&nbsp;době, kdy je osvětlenýchosvětleno 25 % jejího kotouče, k&nbsp;čemuž zpravidla dochází 37&nbsp;dní před [[Dolní konjunkce|dolní konjunkcí]] na večerní obloze a 37&nbsp;dní po ní na ranní obloze. Je až 15krát jasnější než nejjasnější hvězda noční oblohy [[Sirius]].<ref name="Rekordy">{{Citace monografie

Od Slunce se nejvíc vychýlí přibližně 70&nbsp;dní před a po dolní konjunkcíkonjunkci, v&nbsp;této době je v&nbsp;poloviční fázi. V&nbsp;těchto dvou intervalech je Venuše viditelná i za plného denního světla, pokud pozorovatel přesně ví, kam se má podívat. Jako všechny planety i Venuše se na svojí dráze při pozorování ze Země zdánlivě zastaví a pak postupuje po obloze opačně. Perioda opačného pohybu je 20&nbsp;dní před a po dolní konjunkci. Občas se stává, že Venuše během svého pohybu [[Přechod Venuše|přechází]] vzhledem k&nbsp;pozorovateli na zemském povrchu přes sluneční disk.

První automatickáautomatickou sondasondou k&nbsp;Venuši a současně první [[Planetární sonda|meziplanetární sondasondou]] všech dob byla [[Veněra 1|Veněra&nbsp;1]], která byla na svoji cestu vyslána [[12. únor|12.&nbsp;února]] [[1961]]. První sonda z&nbsp;úspěšného [[Sovětský svaz|sovětského]] [[Program Veněra|programu Veněra]] byla vyslána na přímou dopadovou [[trajektorie|trajektorii]], ale se sondou byl po sedmi dnech ztracen rádiový kontakt ve vzdálenosti přibližně 2&nbsp;milionů&nbsp;km od Země. Následně bylo dle dráhy sondy vypočítáno, že proletěla ve vzdálenosti přibližně 100&nbsp;000&nbsp;km od Venuše v&nbsp;půlce [[květen|května]].<ref name="mitchell_1">{{Citace elektronické monografie

Podobně neúspěšný průběh měl i začátek [[NASA|amerického]] průzkumného programu. Během startu byla ztracena sonda [[Mariner 1|Mariner&nbsp;1]]. Následující sonda [[Mariner 2|Mariner&nbsp;2]] dosáhla velikého úspěchu, když po 108&nbsp;dnech doletěla [[14. prosinec|14.&nbsp;prosince]] [[1962]] k&nbsp;Venuši a stala se tak první lidskou sondou u jiné planety. Mariner&nbsp;2 proletěl ve vzdálenosti 34&nbsp;833&nbsp;km nad povrchem planety. Za pomoci [[Mikrovlny|mikrovlnného]] a [[infračervené záření|infračerveného]] [[radiometr]]u prozkoumala svrchní oblasti mračen, u kterých zjistila, že jsou chladná, a povrch s&nbsp;extrémní teplotou okolo 425&nbsp;°C. Měření sondy tak potvrdilo dřívější předpoklady, že povrch planety je horký a neposkytuje příhodné podmínky pro [[život]]. Měření sondy pomohlo současně odhadnout [[hmotnost]] planety, ale nebylo schopnéschopno změřit [[magnetické pole]] a [[Van Allenovy pásy|radiační pásy]] kolem ní.<ref>{{Citace monografie

</ref> Další sondou u Venuše byla [[18. říjen|18.&nbsp;října]] [[1967]] sovětská [[Veněra 4|Veněra&nbsp;4]], která úspěšně vstoupila do její atmosféry, a zpět k&nbsp;Zemi odeslala značné množství vědeckých dat. Měření Veněry&nbsp;4 současně vyvrátilo předchozí teplotní měření sondy Mariner&nbsp;2. Sovětská sonda zjistila vyšší teplotu povrchu, pohybující se okolo 500&nbsp;°C, a složení atmosféry, která je z&nbsp;90 až 95 % tvořena [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]]. Atmosféra Venuše byla hustší, než předpokládali sovětští [[konstruktér|konstruktéři]], a tak měla sonda rozměrnější [[padák]], než ve skutečnosti potřebovala. Ve výsledku byla sonda silněji [[brzda|brzděna]] a na povrch padala pomaleji, takže se její baterie vyprázdnila ještě před dopadem sondy na povrch. Před ukončením signálu vysílala sonda 93&nbsp;minut a poslední [[telemetrie]] sondy naznačovala, že okolní tlak kolem sondy je 18&nbsp;[[Bar (jednotka)|barubarů]] ve výšce 24,96&nbsp;km nad povrchem.<ref name="mitchell_2" />

Jen o den později [[19. říjen|19.&nbsp;října]] [[1967]] dorazila k&nbsp;Venuši další sonda – [[Mariner 5|Mariner&nbsp;5]], kterýkterá proletělproletěla ve vzdálenosti přibližně 4&nbsp;000&nbsp;km nad vrcholky mračen. Mariner&nbsp;5 bylabyl původně připravovánapřipravován jako záložní výzkumná sonda [[Mariner 4|Marineru&nbsp;4]] k&nbsp;průzkumu [[Mars (planeta)|Marsu]], ale po úspěchu předchozí sondy [[Mariner 2|Mariner&nbsp;2]] bylo rozhodnuto, že bude jejíjeho cíl změněn a že bude také vyslánavyslán k&nbsp;Venuši. Vědecké vybavení na palubě sondy bylo na lepším technickém stupni s&nbsp;citlivější aparaturou než v&nbsp;případě předchozí sondy Mariner 2, což umožnilo získat lepší vědecká data ohledně složení, tlaku a hustoty atmosféry Venuše.<ref>{{Citace elektronické monografie

Po zkušenostech s&nbsp;konstrukcí sondy Veněry&nbsp;4 a novými daty Sovětský svaz navrhl novou dvojici stejných sond [[Veněra 5|Veněra&nbsp;5]] a [[Veněra 6|Veněra&nbsp;6]]. Sondy byly vyslány v&nbsp;lednu roku 1969 pět dní po sobě s&nbsp;dobou příletu k&nbsp;Venuši [[16. květen|16.]], respektive [[17. květen|17.&nbsp;května]], následujícího roku. U sond byl posílen jejich plášť, aby odolal atmosférickému tlaku 25&nbsp;atmosfér, došlo ke zmenšení padáku, umožňujícíumožňujícímu rychlejší sestup skrz atmosféru. Tehdejší atmosférický model Venuše předpokládal, že na povrchu panují tlaky mezi 75 až 100&nbsp;atmosférami, a tak se nepředpokládalo, že by sondy mohly dosáhnout povrchu. Po vstupu do atmosféry sondy vysílaly data po dobu delší 50&nbsp;minut. Obě dvě sondy přestaly vysílat ve výšce přibližně 20&nbsp;km nad povrchem, kdy byly vlivem extrémního tlaku zničeny.<ref name="mitchell_2" />

Následovala sovětská sonda [[Veněra 7|Veněra&nbsp;7]] s&nbsp;cílem dosáhnout povrchu planety a s ohledem na to byly provedeny i konstrukční úpravy na přistávacím modulu, který měl být schopnýschopen přežít tlak 180&nbsp;barů, a současně byla vnitřní vědecká aparatura [[chlad|podchlazena]] na teplotu −8&nbsp;°C kvůli prodloužení její životnosti. Sonda [[15. prosinec|15.&nbsp;prosince]] [[1970]] započala svůj sestup vstupem do atmosféry, kde využila [[tepelný štít]] ke snížení [[rychlost]]i a následně otevřela speciálně upravený padák, který měl umožnit rychlý průlet skrz atmosféru za přibližně 35&nbsp;minut. Vlivem agresivního prostředí okolní atmosféry ale padák nezůstal po celou cestu v&nbsp;pořádku, a tak sonda několik posledních metrů padala [[volný pád|volným pádem]] na povrch planety rychlostí přibližně 17&nbsp;m/s. Předpokládá se, že tento tvrdý dopad částečně poškodil sondu a v&nbsp;první chvíli znemožnil zachycení jejího [[signál]]u. Po týdnu analyzování [[Kosmický šum|vesmírného šumu]] sovětští vědci oznámili, že se jim podařilo na pozadí objevit slabý signál sondy, který vydržel 23&nbsp;minut. Signál obsahoval první [[Telemetrie|telemetrii]] a údaje o teplotě povrchu jiné planety v&nbsp;podobě dat.<ref name="mitchell_2" />

Úspěšný program Veněra pokračoval vysláním sondy [[Veněra 8|Veněra&nbsp;8]], která vysílala data z&nbsp;povrchu po dobu 50&nbsp;minut. Následovaly sondy [[Veněra 9|Veněra&nbsp;9]] a [[Veněra 10|Veněra&nbsp;10]], které zaslaly na ZemZemi první snímky povrchu Venuše, ukazující nehostinnou krajinu. Dvě různá místa [[přistání]] zachytila zcela rozdílnou krajinu v&nbsp;okolí míst modulů – Veněra&nbsp;9 přistála na [[svah]]u o [[úhlová odchylka|sklonu]] přibližně 20°, obklopenéhoobklopeném 30 až 40&nbsp;cm velkými balvany; Veněra&nbsp;10 ukazovala krajinu připomínající [[čedič]]ové desky se [[zvětrávání|zvětralým]] materiálem.<ref>{{Citace elektronické monografie

Mezitím pokračoval i průzkum v&nbsp;režii USA, které k&nbsp;Venuši vyslalovyslaly sondu [[Mariner 10|Mariner&nbsp;10]]. Sonda primárně směřovala k&nbsp;průzkumu [[Merkur (planeta)|Merkuru]] a u Venuše provedla pouze [[gravitační manévr]]. Během průletu [[5. únor|5.&nbsp;února]] [[1974]] sonda pořídila přes 4&nbsp;000&nbsp;fotografií planety ze vzdálenosti pouhých 5&nbsp;790&nbsp;km. Fotografie představují záběry Venuše v&nbsp;mnohem lepší kvalitě, než se do té doby podařilo získat, a to jak v&nbsp;oblasti [[Světlo|viditelné části spektra]], tak i v&nbsp;oblasti [[Ultrafialové záření|ultrafialového světla]].<ref>{{Citace elektronické monografie

</ref> Celá mise se skládala ze dvou částí, každá loď byla dopravována zvlášť: ''Orbiter'' (oběžnice) a ''Multiprobe'' (multisonda). Loď [[Pioneer-Venus 2|Pioneer Venus Multiprobe]] nesla jednu1 velkou a 3 malé atmosférické sondy. [[16. listopad|16.&nbsp;listopadu]] [[1978]] byla vypuštěna velká sonda a [[20. listopad|20.&nbsp;listopadu]] tři menší sondy. [[9. prosinec|9.&nbsp;prosince]] vstoupily všechny čtyři sondy do Venušiny atmosféry, následovány přenosovým zařízením. AčkolivAčkoli se neočekávalo přežití po sestupu atmosférou, jedna ze sond pokračovala v&nbsp;činnosti ještě 45&nbsp;minut po dosažení povrchu. [[4. prosinec|4.&nbsp;prosince]] [[1978]] přešel [[Pioneer-Venus 1|Pioneer Venus Orbiter]] na eliptickou oběžnou dráhu kolem Venuše. Zde zajišťoval 17 experimentů, dokud mu nedošlo palivo stabilizující jeho orbitu a nebyl v&nbsp;srpnu [[1992]] zničen vstupem do atmosféry.

V&nbsp;následujících čtyřech letechlétech k&nbsp;Venuši dorazily poslední 4 sondy z&nbsp;úspěšného programu Veněra v&nbsp;podobě sond [[Veněra 11|Veněra&nbsp;11]] a [[Veněra 12|Veněra&nbsp;12]], které zaznamenaly v&nbsp;atmosféře planety elektrické výboje v&nbsp;podobě [[blesk]]ů.<ref name="Mitchell4">{{Citace elektronické monografie

Dne [[4. květen|4.&nbsp;května]] [[1989]] byla vyslána k&nbsp;Venuši americká sonda [[Magellan (sonda)|Magellan]] s&nbsp;cílem provést podrobné zmapování povrchu planety za pomoci [[radar]]u.<ref name="jpl-magellan"/> Pořízené snímkySnímky ve vysokém rozlišení byly fotografoványpořízeny během mise trvající čtyři a půl roku a úspěšnost mise zcela překonala očekávání, když se podařilo prozkoumat přes 98 % povrchu pomocí radaru a zmapovat 95 % [[Gravitace|gravitačního pole]]. Mise sondy byla ukončena v&nbsp;roce [[1994]]. Sonda byla navedena do atmosféry Venuše s&nbsp;cílem získat poznatky o hustotě atmosféry. Venuše byla následně pozorována ještě sondami [[Sonda Galileo|Galileo]] a [[Sonda Cassini|Cassini]] během průletů, ale jednalo se o sekundární cíle vědeckých výzkumů na trase sond k&nbsp;dalším tělesům sluneční soustavy. V&nbsp;říjnu roku [[2006]] a červnu [[2007]] proletěla kolem americká sonda [[MESSENGER]] během korekce dráhy k&nbsp;[[Merkur (planeta)|Merkuru]].

V prosinci [[2015]] vstoupila na oběžnou dráhu Venuše sonda [[Akacuki (sonda)|Akacuki]] [[JAXA|japonské kosmické agentury]]. Její přístroje jsou určenéurčeny pro studium atmosféry.<ref>{{Citace elektronické monografie

Roku [[2002]] však [[Dirk Schulze-Makuch]] a [[Louis Irwin]] z&nbsp;texaské univerzity v&nbsp;[[El Paso]] vyslovili teorii o možném životě nikolivnikoli na Venušině povrchu, ale v&nbsp;jejích oblacích.<ref name="space">{{Citace elektronické monografie

}} – neplatný odkaz !</ref> Na základě údajů ze sond Veněra, Pioneer Venus a Magellan poukázali na zvláštnosti ve složení vodních kapek ve venušských mracích, které, podle jejich názoru, lze vysvětlit přítomností [[Mikroorganismus|mikroorganizmůmikroorganismů]]. Jednalo se zejména o současnou přítomnost [[sulfan]]u a [[oxid siřičitý|oxidu siřičitého]], dvou plynů, které navzájem reagují, a nevyskytují se proto společně, pokud je nějaký jev nedoplňuje. Poukázali rovněž na příliš nízké množství [[oxid uhelnatý|oxidu uhelnatého]] navzdory slunečnímu záření a bleskům. Možným vysvětlením je přítomnost mikroorganizmůmikroorganismů vznášejících se v&nbsp;oblacích, které by využívaly metabolizmumetabolismu podobného některým raným pozemským organizmůmorganismům.

Mimo to se spekuluje, jestli život na Venuši nebyl dříve, než se proměnilo složení její atmosféry.<ref name="space" /> Před čtyřmi miliardami let Slunce vyzařovalo o 40 % méně slunečního světla a tepla než dnes, takže Země i Mars byly zamrzlé světy. V&nbsp;té době ale nejspíše na Venuši panovaly optimální teploty umožňující existenci oceánů tekuté vody, a tedy potenciální místo pro vznik života.<ref>{{Citace elektronické monografie

Vzhledem k&nbsp;extrémním podmínkám panujícím na povrchu Venuše nebude možné se současným stupněm [[technologie]] trvale [[kolonizace|kolonizovat]] její povrch v&nbsp;blízké budoucnosti. Teoretické úvahy o trvalé [[člověk|lidské]] posádce se tak zs&nbsp;povrchu přesunuly do atmosféry planety, kde se uvažuje o vybudování „plovoucích měst“ v&nbsp;horních vrstvách husté [[atmosféra Venuše|venušské atmosféry]].<ref name="Landis2003">{{Citace periodika

}}</ref> Tento návrh je založen na panujících podmínkách v&nbsp;atmosféře ve výšce okolo 50&nbsp;km nad povrchem planety, kde teplota a atmosférický tlak dosahují úrovně odpovídající podmínkám na [[Země|Zemi]]. Návrh k&nbsp;úspěšnému provedení předpokládá využití dlouhodobého zařízení lehčího než vzduch tzv. [[Balon|aerostat]], které bude schopnéschopno setrvat na svém místě a umožní osídlení.<ref name="Landis2003" /> Existence nebezpečného množství těkavých kyselin v&nbsp;těchto výškách bude klást množství překážek a vystupovat proti krátkodobému osídlení těchto oblastí.<ref name="Landis2003" /><ref>{{Citace monografie

</ref> Planeta se objevuje na obloze večer po západu Slunce a pak i ráno před jeho východem. Tento jev má za následek, že mnohé národy mají pro Venuši dvě pojmenování, a to v&nbsp;závislosti na době, kdy byla planeta pozorována. Staří Řekové nazývali Venuši ''Hesperos'' večer anebo ráno ''Fósforos''. V&nbsp;češtině se vyskytuje podobné dvojité pojmenování – ''Večernice'' anebo ''Jitřenka''.<ref name="magnituda" />

Jako všechny planety viditelné pouhým okem byla i Venuše od pradávnaodpradávna spojována s&nbsp;[[Božstvo|božskými]] principy. Je asociována se [[sumer]]skou bohyní [[Inanna|Inanou]], [[Akkadská říše|akkadskou]] [[Inanna|Ištar]], [[Asýrie|asyrskou]] [[Mylita|Mylitou]], [[Sýrie|syrskou]] [[Astarté]], [[Fénicie|fénickou]] [[Astarot]], [[egypt]]skou [[Aštoret]], [[Indie|indickou]] [[Šukra|Šukrou]], [[Germáni|germánskou]] [[Freya|Freyou]], [[řecko]]u [[Afrodita|Afroditou]] a [[Starověký Řím|římskou]] [[Venuše (mytologie)|Vénus]].<ref name="ae21">{{Citace monografie

V&nbsp;[[západní astrologie|západní astrologické tradici,]] založené na [[Klaudios Ptolemaios|ptolemaiovském]] systému, vládne Venuše VII. a II.&nbsp;domu, takže její denní dům odpovídá vzdušnému znamení [[Váhy (znamení)|Vah]] a noční zemskému znamení [[Býk (znamení)|Býka]]. Ničí ji protilehlá (exilová) znamení [[Beran (znamení)|Berana]] a [[Štír (znamení)|Štíra]], domy jejího konkurenta [[Mars (mytologie)|Marta]]. Povýšení zažívá v&nbsp;spirituálně sounáležitých<ref name="haas46">{{Citace monografie

Tradiční astrologie, vycházející z&nbsp;babylónských kořenů, zná Venuši s&nbsp;Lunou jako jediné dvě ženské planety,<ref name="eza393">{{Citace monografie

Venuše značí [[láska|lásku]], svůdnost, radost a potěšení, laskavost,<ref name="eza149" /> společenskost, [[tolerance|toleranci]] a schopnost [[kompromis]]ů, špatně [[aspekt (astronomie)|aspektovaná]] může vést k&nbsp;[[promiskuita|promiskuitě]], [[lascivnost|lascívnost]]i,<ref name="apz63">{{Citace monografie

}}</ref> [[harmonie|harmonii]],<ref name="ea289" /> a dobré chuti,<ref name="aaa70">{{Citace monografie

Při pohledu na Venuši nemohl člověk ze Země vidět nic jiného než hustá mračna, což podněcovalo [[Imaginace|představivost]] mnohých [[autor]]ů a dávalo jim volnou ruku ve spekulacích o podmínkách panujících na povrchu planety. Dřívější pozorování planety naznačovala, že Venuše je velice podobnápodobna Zemi a že má atmosféru, což se projevilo v&nbsp;prvních námětech [[příběh]]ů. U Venuše se sice předpokládalo [[Podnebí|klima]] teplejší než na Zemi, přesto ale panovala představa, že by ji mohli trvale obývat lidé.<ref name="miller">{{Citace monografie

</ref> Vrchol zájmu o Venuši v&nbsp;žánru [[Science fiction|sci-fi]] nastal mezi 30. a 50.&nbsp;letyléty 20.&nbsp;století, kdy vědci byli schopni odhadnout některé vlastnosti Venuše, ale stále zde panovala značná nejistota, poskytující velký prostor pro fantazii.

Ve 30.&nbsp;letechlétech napsal [[Edgar Rice Burroughs]] sérii dobrodružných knih, které se odehrávaly na Venuši.<ref>{{Citace elektronické monografie

}} – neplatný odkaz !</ref> Dalším autorem, který psal o Venuši, se stal známý [[Robert A. Heinlein|Robert Heinlein]] se sérii příběhů v&nbsp;cyklu ''[[Future History]]'', které byly inspirovanéinspirovány chemikem [[Svante Arrhenius|Svantem Arrheniem,]] předpovídajícípředpovídajícím souvislý [[déšť]] na povrchu Venuše. Podobný námět pro své povídky ''[[The Long Rain]]'' a ''[[All Summer in a Day]]'' si zvolil i další americký spisovatel [[Ray Bradbury]]. V&nbsp;roce [[1943]] vyšla další kniha ''[[Perelanda]]'' od [[Clive Staples Lewis|Cliva Lewise]] a v&nbsp;roce [[1954]] pak vyšla ''[[Lucky Starr and the Oceans of Venus]]''. Kniha popisovala Venuši jako vodní svět s&nbsp;obrovským oceánem plným exotického mořského života.<ref name="miller" /> V&nbsp;té době se již začaly objevovat i náměty, které popisovaly Venuši jako suchý a prašný svět, ale tyto příběhy nebyly příliš oblíbené. Jednalo se např. o dílo ''The Big Rain'' od [[Poul Anderson|Poula Andersona]] či novela ''[[The Space Merchants]]'' od [[Frederick Pohl|Fredericka Pohla]] a [[Cyril Kornbluth|Cyrila&nbsp;M. Kornblutha]].

</ref> Ze starší literatury lze číst tehdejší představy o podmínkách na Venuši v&nbsp;knize [[Planeta nachových mračen]] od bratrů Strugackých, vydané roku [[1962]]. S&nbsp;narůstajícími vědomostmi o Venuši se ale začal zájem o tuto planetu mezi autory sci-fi navracet s&nbsp;novým námětem v&nbsp;podobě osídlení a [[terraformace]] planety. V&nbsp;roce [[1997]] britský spisovatel [[Arthur C. Clarke|Arthur&nbsp;C. Clarke]] ve své knize ''[[3001: Poslední vesmírná odysea]]'' popisuje snahu lidstva ochladit Venuši za pomoci ledových jader [[kometa|komet]]. Samotný námět teraformaceterraformace Venuše se stal oblíbeným ve velkém množství příběhů, jako např. ve [[Star Trek]]u či [[Exosquad]]. Na přelomu 19. a 20.&nbsp;století se také objevila myšlenka, že na Venuši by mohl být život podobný tomu pozemskému v&nbsp;minulých geologických dobách. Objevila se také představa současné existence bytostí podobných pozemským druhohorním [[Dinosauři|dinosaurům]].<ref>http://www.osel.cz/8163-dinosauri-na-venusi.html</ref><ref>[[Vladimír Socha|SOCHA, Vladimír]] (2017). ''Velké vymírání na konci křídy.'' Červený Kostelec: Pavel Mervart, str. 192-197. ISBN 978-80-7465-259-2</ref>