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Die Venus ist der zweite Planet unseres Planetensystems. Sie ist nach Sonne und Mond das hellste Gestirn und wird auch als Abendstern (bei einer östlichen Elongation) oder Morgenstern (bei einer westlichen Elongation) bezeichnet.
Die Venus ist von einer sehr dichten Wolkendecke umgeben.
Das sehr schwache Magnetfeld der Venus entsteht durch Wechselwirkung mit dem Sonnenwind.

Die Venusatmosphäre
Venus hat eine sehr dichte Atmosphäre. Als Folge eines extrem starken Treibhauseffektes beträgt die Temperatur auf der gesamten Venusoberfläche +465 °C, egal, wo man sich befindet (an den Polen oder am Äquator, auf der Tag- oder Nachtseite). Die unteren Atmosphäreschichten - bis ca. 65 km - bestehen aus 95 % Kohlendioxid und knapp 5 % Stickstoff. Weiterhin befinden sich noch Spuren von Wasserdampf, Schwefeldioxid, Schwefelwasserstoff, Salzsäure, Kohlenmonoxid, Sauerstoff, Phosphor, Argon, Krypton und Neon in der Atmosphäre.
Die dichten Wolken, die uns die Sicht auf die Venusoberfläche versperren, lagern ungefähr in höhen zwischen 47 km und 70 km. Dort gibt es sogar Schwefelsäure-Tröpfchen und einen feinen Schwefelsäure-Regen, der weiter unten jdoch wieder verdunstet. In einer Höhe von 65 km beträgt der Druck nur noch 1/10 bar und die Temperatur -33 °C. Zwischen 30 km und 47 km und oberhalb 70 km Höhe befinden sich Dunstschichten. In einer Höhe von ca. 500 km bildet sich eine Ionosphäre aus. Auf Ultraviolett-Aufnahmen kann man in der Venusatmosphäre bandartige Wolkenformationen erkennen, darunter auch eine auffällige Y-Struktur.

	Der Durchmesser beträgt 12.102 km am Äquator.
	Die Masse beträgt 4,872*1027 g, das sind etwa 0,815 Erdmassen.
	Die Umlaufzeit um die Sonne beträgt 224,7 Tage.
	Die mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 108,2 Mill. km.
	Die mittlere Dichte beträgt 5,25 g/cm³.
	Die siderische Rotationsperiode beträgt 243 Tage.
	Die Temperatur auf der Oberfläche beträgt +465 °C.
	Der atmosphäre Bodendruck beträgt 90 bar.

Oberfläche

Die rauhe Venusoberfläche - aufgenommen von Venera 9

Die Venus hat eine rauhe Oberfläche mit Steinen und dazwischenliegendem feinkörnigen Material, das aus Basalt mit einem teilweise höheren Kaliumanteil als auf der Erde, besteht. Eine 1980 erstellte Venus-Radarkarte zeigte, dass die Venus deutlich ebener ist, als die Erde. Die Raumsonde Magellan übertraf ab 1990 mit ihren Ergebnissen alle bis dahin gemachten Kartierungen. Die Venus besitzt hochgerechnet etwa 1.000 Aufsturzkrater - viel weniger als auf Mars oder Merkur, aber mehr als auf der Erde. Alle Krater haben einen Durchmesser von mehr als 3 km. Das Alter der Krater wird auf 500 bis 800 Mill. Jahre geschätzt - etwa so alt, wie die Venus selbst.
Die wichtigste prägende Kraft bei der Bildung der Venus war aber der Vulkanismus. Er war für 90 % der Oberfläche der letzte, entscheidende Prozess. Fast alle Gesteine auf Venus sind im Gegensatz zu irdischen Verhältnissen vulkanisch. Es gibt (hochgerechnet) ca. 100.000 kleine Schilde und Dome mit einem Durchmesser von 2 km bis 20 km. Auffallender sind aber grosse Vulkane und Vulkankrater mit bis 10 km langen Lavakanälen. Die grössten Vulkane haben einige hundert km Durchmesser und viele davon haben Lavaflüsse von hunderten km Länge (der längste ist Mylitta Fluctus, der sich über 800 km Länge erstreckt.