Planeta Venuše
Venuše je planeta typově, rozměrově i vzdálenostně nejbližší Zemi. Je proto také nazývána sesterskou planetou. Jenže podmínky na Venuši jsou zcela jiné než na Zemi.
Atmosféra je tvořena z 96% oxidem uhličitým. Ten způsobuje skleníkový efekt a ohřívá planetu na 400°C a na rovníku až na 500°C a dosahuje tedy vyšších teplot než je na Merkuru, který je dvakrát blíž ke Slunci. A i přes nízkou rotační rychlost zde nejsou velké rozdíly ve dne a v noci. To je způsobeno větrnými proudy, které obletí atmosféru za 4 dny.
V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry o rychlosti 350 km/h. Na povrchu již tak silné větry nevanou. Rychlost je pouze několik km/h. Jenže protože atmosféra má na Venuši vysokou hustotu, má silné účinky na překážky. Mraky se skládají především z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové. Zcela obklopují planetu a zahalují povrch planety. Proto povrch planety není viditelný a k jeho pozorování se musí použít radary.
Venuše má zpětnou rotaci(od východu na západ). Z planet je prakticky jediná, která má tuto vlastnost. Další takový je ještě Uran, ale u něj je tato vlastnost z důvodu vysokého odklonění rotační osy diskutabilní. Venuše má také velmi nízkou rotační rychlost. Důvod těchto dvou jevů není zcela vysvětlen, ale pravděpodobně se tak stalo v důsledku srážky s jiným, velmi hmotným tělesem. Kromě neobvyklého zpětného pohybu je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizována tak, že v době nejbližšího přiblížení k Zemi se k ní natáčí vždy stejnou stranou. Tato vlastnost může být způsobena slapovými silami, které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykoliv se planety dostanou dost blízko sebe. Může však také jít pouze o náhodu.
Venuše je stále vulkanicky aktivní. Proto je většina povrchu pokryta vrstvou ztuhlé čedičové lávy. Vnitřek Venuše je podobný Zemi: železné jádro s roztaveným kamenným pláštěm tvořícím největší část planety.
Venušino magnetické pole je velmi slabé. Příčinou je její pomalá rotace. Sluneční vítr proto zasahuje přímo Venušinu horní atmosféru. Venuše měla původně stejné množství vody jako Země. Jenže v důsledku bombardování slunečními částicemi se voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík unikl do prostoru, kyslík se sloučil s atomy kůry a zmizel z atmosféry.
Zkoumání Venuše družicemi je velmi náročné. Způsobují to hustá mračna kyseliny sírové, vysoká teplota a také velmi vysoký tlak(téměř 10MPa), který odpovídá tlaku 1km pod hladinou moře. Z těchto důvodů sondy nevysílají déle než 2 hodiny.
Venuši přesto navštívilo již několik sond. Prvními takovými byly sovětské sondy Veněra. Tyto sondy jako první zjistily podmínky na Venuši. Ale až Veněra 9 poslala k Zemi první snímky povrchu. Americká sonda Magellan dostala na oběžnou dráhu kolem planety a provedla detailní radarové mapování. 98% povrchu bylo zmapováno s přesností přibližně 100 m.
I přes tyto podmínky existuje možnost, že je na Venuši život. Nikoliv však na povrchu, ale ve venušiných mracích. Tyto mikroorganismy by byly podobné některým raným pozemským organismům.
Venuše v datech
| Průměr | 12 103,7km |
| Vzdálenost od Slunce: průměrná v aféliu v perihéliu | 108 208 926 km 108 941 849 km 107 476 002km |
| Doba oběhu kolem Slunce | 224,70 dne |
| Doba otočení kolem osy | 243,02 dne |
| Hustota | 5,204 gcm-3 |
| Hmotnost | 4,869 · 1024 kg |
| Objem | 9,28 · 1011 km3 |
| Počet přirozených družic | 0 |
Kam dále?
Galileo Galilei - A přece se točí!