Unser innerer Nachbarplanet Venus ist der zweite Planet im Sonnensystem von der Sonne aus gezählt (siehe Bild oben). Die Venus umkreist in einer fast kreisförmigen Bahn in einem mittleren Abstand von 108 Millionen km die Sonne. Sie ist wie der Merkur und unserer äußerer Nachbar Mars ein erdähnlicher Gesteinsplanet. Der Fachbegriff ist terrestrischer Gesteinsplanet.  Die Mindestentfernung zur Erde beträgt 40 Millionen Kilometer. Der Mars hat eine Mindestentfernung zur Erde von 56 Millionen Kilometer, also 16 Millionen Kilometer mehr. Damit ist die Venus der Planet, der der Erde am nächsten kommt. Sie ist schon seit dem Altertum bekannt und wurde nach der römischen Göttin der Liebe und Schönheit benannt. Als inneren Planeten ist sie nur in den Morgen- oder Abendstunden, allerdings dann sogar mit bloßem Auge beobachtbar. Oft wird deshalb die Venus Morgen- bzw. Abendstern genannt, obwohl sie natürlich kein Stern ist, sondern das Licht der Sonne reflektiert. Die Venus ist nach dem Mond das zweithellste Objekt am Nachthimmel.

Venus ähnelt in Größe, Masse und folglich auch Dichte unserer Erde (siehe auch Bild oben): Der mittlere Radius beträgt 6052 km. Damit ist sie ein wenig kleiner als die Erde, dessen Radius 6371 km groß ist. Die Masse der Venus mit $\mathrm{4,867·10^{24}\,kg}$ beträgt ca. 81% der Erdmasse. Im Gegensatz zu vielen anderen Planeten des Sonnensystems, die einen "Äquatorwulst" haben, ist die Venus eine fast perfekte Kugel. Der Äquatorwulst entsteht nicht, weil sich die Venus sehr langsam um ihre Achse dreht. Die mittlere Dichte beträgt 5,243 g/cm³. Die mittlere Dichte der Erde beträgt 5,51 g/cm³. Auch die Schwerkraft ist nur ein wenig kleiner: Ein 80 kg schwerer Mensch würde auf der Venus 72 kg auf die Waage bringen. So gesehen kann man die Venus als Zwillingsschwester der Erde ansehen.

Da die terrestrischen Planeten eine sehr ähnliche Entstehungsgeschichte (vor ca. 4,6 Milliarden Jahren entstanden) haben, haben sie auch einen ähnlichen Aufbau (siehe Bild oben): Die Venus besitzt einen dichten Eisen-Nickel-Kern, der von einem Mantel umgeben ist. Darüber liegt eine dünne Kruste. 

Trotz der beschriebenen Gemeinsamkeiten gibt es auch große Unterschiede:

Die Venus dreht sich extrem langsam um die eigene Achse: Die Venus benötigt für eine Umdrehung um die eigene Achse 243 Erdentage. Da die Venus die Sonne wegen der geringen Entfernung zu ihr in ca. 225 Tagen umrundet, dauert ein Venustag länger als ein Venusjahr. Das ist noch nicht alles: Die Venus dreht sich im Gegensatz zu den meisten Planeten im Sonnensystem rückwärts. Die Venus dreht sich vom Nordpol aus gesehen im Uhrzeigersinn. Der Fachbegriff ist retrograde Rotation. (Nur der Uranus dreht sich auch rückwärts.) Für einen Beobachter auf der Venus würde die Sonne im Westen aufgehen und im Osten untergehen. Wegen dieser entgegengesetzten Drehrichtung dauert es von einem bis zum nächsten Sonnenaufgang nicht 243 Erdentage, sondern "nur" ca. 117 Erdentage. Man nimmt an, dass diese Rückwärtsrotation durch einen riesigen Einschlag eines großen Asteroiden oder Kometen verursacht wurde.

Die extrem langsame Eigenrotation ist auch die Ursache dafür, dass die Venus, obwohl sie einen metallischen Kern besitzt, kein eigenes Magnetfeld erzeugt. Trotzdem haben Sonden ein sehr schwaches Magnetfeld gemessen, das aus der Wechselwirkung des Sonnenwindes (Strom geladener Teilchen, der ständig von der Sonne in alle Richtungen abströmt) mit der Ionosphäre der Venus entsteht. Die Ionosphäre ist der Teil der Atmosphäre, der elektrisch geladene Atome enthält. Das so entstandene Magnetfeld ist am Venusboden nur ein Zehntausendstel so stark wie das Erdmagnetfeld an der Erdoberfläche. Das Venusmagnetfeld ist nicht stark genug, um die Venusatmosphäre vor der gefährlichen kosmischen Strahlung zu schützen.

Die Venus hat keinen Mond. Der Hauptgrund dafür ist ihre geringe Entfernung zur Sonne. Die starke Anziehungskraft der Sonne macht es für Monde schwierig, sich zu bilden und in einer stabilen Umlaufbahn um die Venus zu bleiben. Einige Wissenschafler nehmen an, dass der dem Erdmond ähnliche Planet Merkur früher der Mond der Venus war.

Während die Oberfläche der Venus gewisse Ähnlichkeiten mit der Oberfläche der Erde aufweist, ist die Atmosphäre ganz anders zusammengesetzt: Sie besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid mit Schwefelsäurewolken. Aufgrund des dadurch begünstigten Treibhauseffekts beträgt die mittlere Temperatur auf der Venusoberfläche ca. 464°C. Der Druck auf der Venusoberfläche beträgt ca. das 92-fache des Erddrucks. Mehr über die Venusoberfläche und die Atmosphäre erfährst du in den nächsten Reitern.

Die von der Oberfläche der Venus ausgehende Strahlung wird fast komplett von der dichten Atmosphäre absorbiert. Nur im Radio- und im Mikrowellenbereich ist die Atmosphäre durchlässig. Entsprechende Kameras lieferten folgendes Bild:

Die Oberfläche der Venus ist im Ganzen gesehen relativ eben. Ca. 60% der Oberfläche sind weitläufige Ebenen mit nur geringen Höhenunterschieden. Ca. 20% sind Tiefebenen und die restlichen ca. 20% sind Hochlagen. Vom tiefsten zum höchsten Punkt der Oberfläche sind es gerade mal 12 km Höhenunterschied. Die beiden größten Hochebenen haben sehr schöne Namen: Aphrodite Terra südlich des Äquators und Ishtar Terra auf der Nordhalbkugel. 

Wegen der sehr dichten Atmosphäre sind die Asteroideneinschläge auf der Venus nicht so eindrucksvoll wie auf dem Merkur oder auf dem Erdmond. Nur sehr massereiche Asteroiden schlagen auf die Oberfläche auf und hinterlassen einen sichtbaren Krater. Trotzdem gibt es fast 1000 Einschlagskrater auf der Oberfläche, die gleichmäßig auf alle Regionen verteilt sind und einen Durchmesser zwischen 1,5 und knapp 300 Kilometern haben.

Die Oberfläche ist mit 500-800 Millionen Jahren relativ jung.

Die Venusoberfläche ist durch starken, lang anhaltenden Vulkanismus geprägt worden. Dementsprechend gibt es viele Vulkane auf der Venus. Man kann ohne Übertreibung von Lavaland  sprechen. Bisher wurden 167 Vulkane mit einem Basisdurchmesser von mehr als 100 Kilometern gezählt. Wenn man auch die kleineren Vulkane dazuzählt, sind es mehr als 50 000. Aktuellen Beobachtungen zufolge könnte es sein, dass die Venus auch heute noch vulkanisch aktiv ist. Man hat Lavaströme beobachtet, die gerade mal 250 000 bis 2,5 Millionen Jahre alt sind.

Der höchste ca. 8 Kilometer hohe Vulkan ist der Maat Mons (siehe Bild oben).

Die interessantesten vulkanisch erzeugten Formen sind kuppelförmige Gebilde, die wie Pfannkuchen aussehen und daher Pancake Domes genannt werden (siehe Bild oben). Sie haben einen Durchmesser von ca. 25 Kilometern und sind ca. 700 Meter hoch.

Weitere imposante Formationen sind Lavaflüsse, die bis zu 150 Kilometer lang sind und "schneebedeckte" Berge. Es handelt sich jedoch hier selbstverständlich nicht um gefrorenes Eis, sondern um eine Metallschicht.

Die Venusatmosphäre ist ganz anders zusammengesetzt als die Erdatmosphäre. Sie besteht zu 96,5% aus dem Treibhausgas Kohlendioxid und zu 3,5% aus Stickstoff (siehe Bild oben). Schwefeldioxid, Argon und Wasser kommen in Spuren vor. Wegen dieser dichten Atmosphäre beträgt der Druck auf der Venusoberfläche ca. 92 bar. Dies entspricht einem Druck in 920 m Meerestiefe.

Dass die Venus das zweithöchste Objekt am Nachthimmel ist, liegt an der geschlossenen Wolkendecke, die ca. 60% des Sonnenlichts reflektiert. Die Wolkendecke beginnt in ca. 50 km Höhe und ist ca. 20 km dick. Sie besteht hauptsächlich aus Schwefelsäure. Größere Schwefelsäuretropfen regnen ab, erreichen aber nicht die Oberfläche, da sie vorher wegen der hohen Temperaturen verdampfen. Der Schwefel stammt von Vulkanausbrüchen. Die obersten Wolkenschichten erreichen Windgeschwindigkeiten bis ca. 370 km/h. An der Venusoberfläche wurden Windgeschwindigkeiten von nur bis ca. 7 km/h gemessen.

Der hohe Anteil von Kohlendioxid in der Atmosphäre sorgt für einen extremen Treibhauseffekt, die durchschnittliche Oberflächentemperatur beträgt ca. 464°C. Das ist die Goldmedaille für die Venus. Der der Sonne am nächsten gelegene Planet Merkur hat eine Höchsttemperatur von nur 427°C. Auf der Venusoberfläche schmilzt sogar Blei. Die Temperaturunterschiede sowohl zwischen der Tag- und der Nachtseite als auch zwischen der Äquatorregion und den Polargebieten sind sehr gering: Das Temperaturminimum liegt in Bodennähe bei ca. 440°C und das Temperaturmaximum liegt bei ca. 493°C. 

Ein Astronaut auf der Venus würde also ohne einen guten Schutzanzug gleichzeitig gekocht und zerquetscht werden. Die Bezeichnung Hölle für die Venus scheint daher eher noch untertrieben.

Die Venus liegt noch knapp innerhalb der habitablen Zone. Viele Wissenschaftler gehen deshalb davon aus, dass ca. 2 bis 3 Milliarden Jahre lang auf der Venus ein rießiger Wasserozean existierte. Wohin ist das viele Wasser verschwunden? Vor ca. 700 Millionen Jahren passierte Folgendes: Da die Venus sehr nahe an der Sonne liegt und die Sonne im Laufe ihres Lebens immer stärker strahlt, verdampfte viel Wasser. Da Wasserdampf wie Kohlendioxid ein Treibhausgas ist, wurde es wärmer auf der Venus. Die Erwärmung führte dazu, dass noch weiterer Wasserdampf entstand. Du ahnst es schon: Das war ein sich selbst verstärkender teuflischer Effekt. Riesige Mengen an Wasserdampf entstanden in der Atmosphäre. In den oberen Schichten der Atmosphäre spaltete die Ultraviolett-Strahlung der Sonne den Wasserdampf in Wasserstoff und Sauerstoff. Der Sonnenwind bließ besonders die leichten Wasserstoff-Teilchen fort. Das Wasser ist also im Wesentlichen leider in den Weltraum verschwunden.

Im Wasserozean könnte sich mikrobielles Leben entwickelt haben. Auf der heutigen Venusoberfläche bei 464°C Durchschnittstemperatur und einem Druck von 92 bar können Mikroben nicht überleben. Aber die Mikroben könnten "umgezogen" sein: In der Wolkenschicht der Venus in ca. 54 km Höhe beträgt die Temperatur angenehme 20°C und auch der Druck beträgt nur 1 bar. Hier könnten Mikroben überlebt haben. Und jetzt kommt die Sensation:

Teleskopmessungen ergaben in der Wolkenschicht der Venus eine ungewöhnlich hohe Konzentration an Phosphin (siehe Bild oben). Phosphin ist ein Molekül, das aus einen Phosphoratom und drei Wasserstoffatomen besteht und es ist ein „Biomarker”: Phosphin ist nämlich ein Stoffwechselprodukt von Bakterien. Aber sei bitte nicht zu euphorisch: Phosphin entsteht auch durch Blitze und Vulkanausbrüche. Zukünftige Forschungsprojekte werden mögliches Leben auf der Venus genauer untersuchen.

Da die Venus sehr hell ist, wurde sie schon im Altertum beobachtet. Galileo Galilei beobachtete 1610 die Venus mit einem Fernrohr und entdeckte die Venusphasen, die den Mondphasen ähnlich sind (siehe Bild oben). Die Venusphasen waren damals ein wichtiger Beweis dafür, dass die Venus die Sonne und nicht die Erde umkreist, und damit ein wichtiges Indiz für das heliozentrische Weltbild.

Eine der schönsten Beobachtungen im Zusammenhang mit der Venus ist der sogenannte Venustransit (siehe Bild oben). Er wird auch Venusdurchgang oder Venuspassage genannt. Dabei zieht die Venus vor der Sonne vorbei. Die mit Fernrohr, manchmal auch freiäugig (Filterbrille nicht vergessen!) beobachtbare Erscheinung tritt in etwa 243 Jahren nur viermal auf (nach 8, weiteren 121½, weiteren 8 und weiteren 105½ Jahren), weil Venus- und Erdbahn ein wenig gegeneinander geneigt sind. Der letzte Venustransit fand 2012 statt und der nächste wird leider erst 2117 stattfinden.

Genauere Beobachtungen waren erst mit dem Beginn des Raumfahrtzeitalters möglich. Bezüglich der Venusmissionen war die ehemalige Sowjetunion besonders erfolgreich: 1961 begann das sowjetische sogenannte Venera-Programm (Venera ist das russische Wort für Venus). 1967 gelangte die Raumsonde Venera 4 erfolgreich in die Venusatmosphäre und führte Experimente durch. Venera 7 war die erste Raumsonde, die auf der Venus 1970 landete (siehe Bild oben). Das war sogar die erste weiche Landung einer menschgemachten Sonde auf einem fremden Planeten. Sie wurde schon nach 23 Minuten durch die bereits beschriebenen lebensfeindlichen Bedingungen auf der Venus zerstört. 1975 übermittelten die Landesonden Venera 9 und 10 die ersten Schwarzweißbilder von der Venusoberfläche. 1982 wurden mit Venera 13 und 14 die ersten Farbbilder der Oberfläche aufgenommen. Das Venera-Programm endete 1983, als die Orbiter Venera 15 und 16 Radar nutzten, um ca. 25% des Venusgeländes zu kartieren.

In den 1980er und 1990er Jahren fanden mehrere Vorbeiflüge an der Venus statt, darunter die Raumsonden Wega 1, Wega 2, Galileo, Magellan, Cassini-Huygens und Messenger. 2006 trat die Raumsonde Venus Express der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) in die Umlaufbsahn um die Venus ein. Die ESA schloss diese Mission 2014 erfolgreich ab. Seit 2015 befindet sich die japanische Raumsonde Akatsuki in einer Umlaufbahn um die Venus.

Wie stark das Interesse an der Erforschung der Venus ist, zeigen nicht nicht nur die obigen Missionen, sondern auch die zukünftigen Missionen:

• die DaVinci-Sonde der NASA
• die Veritas-Sonde der NASA
• die EnVision-Sonde der ESA
• die Shukrayaan-1-Sonde der indischen Raumfahrtbehörde ISRO
• die Raumsonde „Rocket Lab's Venus Probe” von der Firma Rocket Lab. Das ist die erste interplanetare Raumsonde eines privaten Unternehmens.
• die Venera-D-Sonde der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos