Venuše je druhou planetou od Slunce, pojmenovaná po římské bohyni lásky a krásy Venuši. Je to terestrická planeta, co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná Zemi; někdy ji proto nazýváme „sesterskou planetou“ Země. Ačkoliv orbity všech ostatních planet jsou elipsami, orbita Venuše je jediná téměř kružnicí, se Sluncem pouze o 0,7% mimo skutečný střed Venušiny oběžné dráhy.

Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, najdeme ji na obloze vždy zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce (největší elongace je 47,8°), takže ji ze Země lze vidět jen před svítáním nebo po soumraku. Proto je někdy označována jako „Jitřenka“ nebo „Večernice“, a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější bodový zdroj světla na obloze. Někteří lidé dokonce dokážou rozpoznat její fázi pouhým okem. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne.

Venuše byla známa už starým Babylóňanům kolem 1600 př. n. l. a pravděpodobně byla známa dlouho předtím v prehistorických dobách kvůli své jasné viditelnosti. Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀).

Fyzikální charakteristiky

Atmosféra
Venušina atmosféra se skládá především z oxidu uhličitého a malého množství dusíku. Tlak na povrchu je více než 90× větší než na Zemi (je ekvivalentní tlaku na Zemi v hloubce 1 km pod hladinou oceánu). Atmosféra extrémně bohatá na CO2 způsobuje mohutný skleníkový efekt, který zvyšuje teplotu povrchu na více než 400°C, v oblastech poblíž rovníku dokonce až na 500°C. Venušin povrch je tedy teplejší než Merkurův, přestože je ve více než dvojnásobné vzdálenosti od Slunce a přijímá tedy jen 25 % slunečního záření (2613,9 W/m² v horní vrstvě atmosféry, ale jen 1071,1 W/m² na povrchu). Díky tepelné setrvačnosti a proudění v husté atmosféře se teplota na denní a noční straně Venuše výrazně neliší, ačkoliv je její rotace extrémně pomalá (méně než 1 otočka během Venušina roku; na rovníku rotuje Venušin povrch rychlostí pouze 6,5 km/h). Větry v horní vrstvě atmosféry obkrouží planetu za pouhé 4 (pozemské) dny a napomáhají tak rozvodu tepla.

Sluneční záření je na povrchu Venuše velmi zeslabeno, protože tlustá vrstva mraků odráží většinu slunečního svitu zpět do vesmíru. To brání dalšímu ohřívání Venušina povrchu a způsobuje, že bolometrické albedo dosahuje přibližně 60 % a albedo ve viditelném rozsahu světla je ještě vyšší. Ačkoliv je Slunci blíže než Země, povrch Venuše není tak dobře ohříván a ještě méně osvětlen. Bez skleníkového efektu by se teplota povrchu Venuše velmi podobala Zemi. Běžným nedorozuměním ohledně Venuše je mylná víra, že je to silná vrstva mraků, která zadržuje teplo. Opak je pravdou. Povrch planety by byl mnohem teplejší, kdyby pokrývka mraků neexistovala. Je to pouze ohromné množství CO2 v atmosféře, co způsobuje zadržování tepla mechanismem skleníkového efektu. Kysličník (oxid) uhličitý ve Venušině atmosféře poprvé zjistili astronomové Walter S. Adams a Theodore Dunham v roce 1932 na Mount Wilson Observatory pomocí spektroskopie. I když jejich měření ukazovala, že je na Venuši tohoto plynu značné množství, teprve kosmický výzkum umožnil určit, že je to plyn, který v atmosféře značně převládá nad jinými.

V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry o rychlosti 350 km/h, na povrchu jsou však větry velmi slabé, jejichž rychlost nepřesahuje několik kilometrů v hodině. Na druhé straně, vzhledem k vysoké hustotě Venušiny atmosféry na povrchu, působí i tyto pomalé větry na překážky velmi silně. Mraky, které se skládají především z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové, zcela obklopují planetu a skrývají lidskému oku veškeré detaily povrchu. Vrcholky mraků mají teplotu přibližně −45°C. Zpočátku se soudilo, že teplota na povrchu Venuše by mohla být příznivá pro vznik života, až do počátku 60. let 20. století se teplota odhadovala kolem 50 °C a terpve v roce 1965 se ještě na základě pozemských měření došlo k závěru, že teplota je značně vysoká, okolo 300 °C. V současnosti je průměrná teplota povrchu Venuše, jak ji určila NASA, 464°C. Minimální teplotu mají právě vrcholky mraků, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400°C.


Vlastnosti povrchu

Radarový obraz povrchu Venuše směřovaný na 180 stupňů východní délkyVenuše má pomalou zpětnou rotaci, což znamená, že rotuje z východu na západ namísto ze západu na východ jako většina ostatních planet. (Pluto a Uran mají také zpětnou rotaci, ačkoliv Uranova osa, vychýlená o 97,86°, leží téměř vodorovně s jeho oběžnou drahou.) Důvod není znám, pravděpodobně jde o následek kolize s velmi velkým asteroidem v daleké minulosti. Kromě neobvyklého zpětného pohybu je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizována tak, že v době nejbližšího přiblížení k Zemi (mezi dvěma dolními konjunkcemi uběhne 5,001 Venušina dne) se k ní natáčí vždy stejnou stranou. Tato vlastnost může být zapříčiněna slapovými silami, které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykoliv se planety dostanou dost blízko sebe, nebo může jít jen o shodu okolností.

Venuše má na svém povrchu dvě „kontinentální“ vrchoviny, které se zvedají z nedozírných plání. Ze severní vrchoviny Ishtar Terra (Ištařina zem) se vypínají Venušiny největší hory Maxwell Montes (zhruba o 2 km vyšší než Mount Everest) nazvané po Jamesi Clerku Maxwellovi, které obklopují pláň Lakshmi Planum. Ishtar Terra je velikostí rovna Austrálii. Na jižní polokouli je ještě větší Aphrodite Terra (Afroditina zem), velikostí rovná Jižní Americe. Mezi těmito dvěma vrchovinami se nachází řada širokých prohlubní jako například Atalanta Planitia, Guinevere Planitia a Lavinia Planitia. Kromě hor Maxwell Montes jsou všechny povrchové útvary na Venuši pojmenovány po skutečných nebo mytologických ženách. Díky Venušině husté atmosféře, zbržďující meteory během jejich pádu k povrchu, se zde nevyskytují žádné impaktní krátery menší než 3,2 km v průměru.

Zdá se, že téměř 90% Venušina povrchu tvoří nedávno ztuhlá vrstva čedičové lávy, jen výjimečně narušená meteorickým kráterem. To napovídá, že planeta nedávno podstoupila velké přetvoření povrchu. Vnitřek Venuše je pravděpodobně podobný Zemi: železné jádro o průměru 6000 km s roztaveným kamenným pláštěm tvořícím největší část planety. Poslední výsledky z gravitačního měření sondy Magellan nasvědčují, že Venušina kůra je silnější a tlustší než se dříve předpokládalo. Existuje teorie, že Venuše neuvolňuje vnitřní energii pohyby tektonických desek jako Země, ale namísto toho v pravidelných intervalech prodělává masívní vulkanickou činnost, která zalévá její povrch čerstvou lávou; nejstarší geomorfologické útvary jsou staré pouze 800 miliónů let, zatímco zbytek povrchu je výrazně mladší (i když většinou ne méně než několik stovek miliónů let). Nyní se předpokládá, že Venuše je stále vulkanicky činná v izolovaných geologicky aktivních bodech.

Venušino vlastní magnetické pole je ve srovnání s ostatními planetami sluneční soustavy velmi slabé. Možnou příčinou je její pomalá rotace, nedostatečná k rozpohybování vnitřního dynama z tekutého železa. Sluneční vítr proto přímo zasahuje Venušinu horní atmosféru. Uvažuje se, že Venuše měla původně stejné množství vody jako Země, ale v důsledku bombardování slunečními částicemi se voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík díky své nízké hmotnosti snadno unikl do prostoru, kyslík se sloučil s atomy kůry a zmizel z atmosféry. Poměr vodíku a deuteria (které nemůže unikat tak rychle) ve Venušině atmosféře tuto teorii podporuje. Díky suchu jsou kameny na Venuši těžší a tvrdší než na Zemi, což vede k prudším horám, útesům a dalším nezvyklým rysům.

Dříve se mělo za to, že kolem Venuše krouží měsíc zvaný Neith po mýtické bohyni ze Sais (jejíž závoj žádný smrtelník nezvedne), poprvé pozorovaný Giovannim Domenicem Cassinim v roce 1672. Sporadická astronomická pozorování pokračovala až do roku 1892, kdy byla zpochybněna (šlo pouze slabé hvězdy, které se náhodně vyskytly ve správnou dobu na správném místě) a od té doby je Venuše známá jako planeta bez měsíců.


Pozorování a výzkum Venuše

Historická pozorování
Venuše je nejnápadnějším astronomickým objektem na ranní a večerní obloze na Zemi (kromě Slunce a Měsíce) a byla proto známa odpradávna. Jeden z nejstarších dochovaných historických dokumentů, desky z Ašurbanipalovy babylónské knihovny — 21 let dlouhý záznam pozorování Venuše (v rané Babylónii zvané Nindaranna), umožnil v kombinaci s nynějšími přesnými výpočty správnou dataci některých historických událostí. Staří Sumerové a Babylóňané nazývali Venuši Dil-bat nebo Dil-i-pat; v Akkadu to byla zvláštní hvězda bohyně-matky Ištar; a v Číně bůh Jin xing.

Pro civilizaci Mayů byla Venuše vůbec nejdůležitější hvězdou, nazývali ji Chak ek, „Velká hvězda“, snad ještě důležitější než Slunce. Mayové sledovali pohyby Venuše velmi pozorně a pozorovali ji dokonce i v denním světle. Pozice Venuše a ostatních planet měly ovlivňovat veškerý život na Zemi, takže se Mayové a ostatní středoamerické kultury snažili války a jiné důležité události načasovat s ohledem na pozorování. Drážďanský kodex obsahuje kalendář ukazující úplný Venušin cyklus viditelnosti — pět jejích synodických oběhů po 584 dnech (dohromady přibližně 8 let), po jejichž uplynutí se cyklus opakuje.

Staří Řekové mysleli, že večerní a ranní výskyty Venuše na obloze představují dva odlišné objekty, které nazývali na západní večerní obloze Hesperus a na východní ranní obloze Phosphorus. Nakonec díky Pythagorovi dospěli k závěru, že oba objekty jsou stejnou planetou. Ve 4. století př. n. l. Heraclides Ponticus vyslovil teorii, že Venuše a Merkur obíhají kolem Slunce a nikoliv kolem Země.


Fáze VenušeJelikož její oběžná dráha leží mezi Zemí a Sluncem, Venuše při pohledu ze Země vykazuje viditelné fáze stejně jako pozemský Měsíc. Galileo Galilei byl prvním, kdo pozoroval v prosinci 1610 fáze Venuše. Toto pozorování podnítilo Koperníka zveřejnit kontroverzní heliocentrický popis sluneční soustavy. Galileo si rovněž povšiml změny Venušina viditelného průměru, když se nachází v odlišných fázích, což vysvětloval větší vzdáleností od Země ve fázi úplňku a stále menší vzdáleností v průběhu ubývání. Toto pozorování silně podpořilo heliocentrický model. Venuše (ani Merkur) není kupodivu v plné fázi viditelná ze Země, protože v té chvíli je v horní konjunkci, kdy zapadá a vychází zároveň se Sluncem a ztrácí se v jeho záři.

Venuše je nejjasnější ve chvíli, kdy je osvětleno 25% jejího kotouče; to se stává typicky 37 dnů před její dolní konjunkcí (na večerní obloze) a 37 dnů po ní (na ranní obloze). Od Slunce se nejvíce vychýlí přibližně 70 dnů před a po dolní konjunkci, v této době je v poloviční fázi. V těchto dvou intervalech je Venuše viditelná i za plného denního světla, pokud pozorovatel přesně ví, kam se má dívat. Perioda zpětného pohybu planety je 20 dnů před a po dolní konjunkci.


Venušin přechod přes Slunce v roce 2004.Přechody Venuše, kdy planeta přechází přesně mezi Zemí a viditelným slunečním kotoučem, jsou velmi zřídkavé astronomické události. Poprvé pozorovali takový přechod 4. prosince 1639 astronomové Jeremiah Horrocks a William Crabtree. Přechod v roce 1761 pozorovaný Michailem Vasiljevičem Lomonosovem byl prvním důkazem Venušiny atmosféry a pozorování paralaxy v 19. století umožnilo první přesnější spočítání vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem. Další přechody Venuše se vyskytly 9. prosince 1874 a 6. prosince 1882, poslední 8. června 2004 a příští nás čeká 6. června 2012. Tento přechod bude ale bude plně pozorovatelý jen v Pacifiku. Následující přechod nastane až 11. prosince 2117.

V 19. století většina pozorovatelů očekávala, že Venuše bude mít periodu rotace přibližně 24 hodin. Italský astronom Giovanni Schiaparelli první předpověděl výrazně pomalejší rotaci, svázanou slapovými silami Slunce (což očekával i u Merkuru). I když se podobné úvahy pro některá nebeská tělesa nepotvrdily, byla to podivuhodně přesná předpověď. Téměř dokonalé souznění mezi její rotací a největším přiblížením k Zemi tento dojem ještě utvrzuje. Rychlost rotace Venuše byla poprvé změřena během konjukce v roce 1961 radarem s 26-ti metrovou anténou v Glodstonu v Kalifornii, v Rádiové observatoři v Jodrell Bank ve Spojeném království a v sovětském vesmírném zařízení Jevpatorija na jižní Ukrajině. Přesnost je zlepšována při každé následující konjunkci především díky měřením v Goldstone a Jevpatoriji. Fakt, že jde o zpětnou rotaci, nebyl znám do roku 1964.

Před pozorováními v rádiové oblasti v šedesátých letech 20. století se obecně věřilo, že Venuše obsahuje přírodní prostředí podobné pozemskému. Velikost planety, vzdálenost od Slunce a tlustá vrstva oblačnosti chránící povrch dávala naději, že se tato očekávání mohou naplnit. Spekulovalo se o Venuši jako o světu džungle, o jejích oceánech z petroleje nebo karbonizované vody. Pozorování v mikrovlnné oblasti, které provedl C. Mayer a jiní, však již v roce 1956 indikovalo rozsáhlé oblasti s vysokou teplotou (600 K). Kupodivu pozorování A.D. Kuzmina na milimetrových délkách ukazovalo mnohem menší teploty. Tento rozpor vysvětlovaly dvě teorie, jedna předpokládala, že vysoké teploty pocházejí z ionosféry, druhá naznačovala spíše vysokou teplotu povrchu.


Průzkum sondami
K Venuši letěla už řada kosmických lodí bez posádky. Některým se zdařilo i měkké přistání na povrchu. Kvůli drsným klimatickým podmínkám trvala komunikace každého přistávacího modulu na povrchu nejdéle 110 minut, pak vždy došlo k definitivní odmlce.

Cesta k Venuši
Venuše obíhá blíže Slunci než Země, ve vzdálenosti jen 72% vzdálenosti Země. Kosmická loď tedy musí cestovat 41 miliónů kilometrů do sluneční „gravitační studny“, čímž výrazně sníží svou potenciální energii. Uvolněná potenciální energie se mění v kinetickou energii, čímž se zvyšuje rychlost sondy, takže pro těsné přiblížení k Venuši je nutné korigovat dráhu a výrazně snižovat rychlost. Pro představu je to podobné jízdě po silnici dolů z vysokého, prudkého svahu, na jehož úpatí se silnice napojuje na jinou, kde je nutno se přizpůsobit pomalejší rychlosti dopravy.


První průlety
12. února 1961 se Veněra 1 stala první sondou, která odstartovala k jiné planetě. Mise sice kvůli přehřátí orientačního senzoru nebyla úspěšná, Veněra 1 však již měla všechny vlastnosti potřebné pro meziplanetární lety: solární panely, parabolickou anténu, tříosou stabilizaci, motor pro korekci kurzu a provedla první start z orbitální dráhy kolem Země.

První úspěch na cestě k Venuši zaznamenala americká kosmická loď Mariner 2, která doletěla k Venuši v roce 1962. Zjistila, že Venuše nemá magnetické pole a změřila planetární emise záření v mikrovlnné oblasti spektra.

Sovětský svaz 2. dubna 1964 odstartoval sondu Zond 1, která sice dosáhla Venuše, ale v květnu téhož roku s ní bylo přerušeno spojení.


První přistání
1. března 1966 sovětská vesmírná sonda Veněra 3 dopadla na Venuši, čímž se stala první kosmickou lodí, která dosáhla jejího povrchu. Její sesterská loď Veněra 2 selhala kvůli přehřátí dříve než dokončila průlet.

18. října 1967 vstoupil do atmosféry Venuše sestupný modul Veněry 4. Jako první provedl přímá měření z jiné planety — měřil teplotu, tlak, hustotu a provedl 11 automatických chemických experimentů k určení složení atmosféry. Zjistil 95% oxidu uhličitého, což v kombinaci s výsledky měření sondy Mariner 5 ukázalo, že tlak na povrchu bude mnohem větší, než bylo očekáváno (75 – 100 atmosfér).

Tyto výsledky byly 16. a 17. května 1969 ověřeny a zpřesněny misemi lodí Veněra 5 a Veněra 6. Přesto žádná z nich nedosáhla povrchu. Baterie Veněry 4 se během jejího pomalého unášení atmosférou postupně vybila a Veněra 5 a 6 byly rozdrceny atmosférickým tlakem 18 km nad povrchem.

Prvního úspěšného přistání na Venuši dosáhla 15. prosince 1970 Veněra 7. Odvysílala naměřené povrchové teploty: 457 – 474 °C. Veněra 8, která přistála 22. července 1972, kromě tlaku a teplotního profilu díky svému fotometru navíc ukázala, že oblačnost Venuše se formuje ve vrstvu, která končí 35 km nad povrchem. Její rentgenový spektrometr zanalyzoval chemické složení kůry.


První oběžnice
22. října 1975 vstoupila na oběžnou dráhu sovětská sonda Veněra 9, čímž se stala prvním umělým satelitem Venuše. Baterie kamer a spektrometrů získaly mnoho cenných informací o atmosférické oblačnosti, ionosféře a magnetosféře, radar při průletech zmapoval povrch.

Od Veněry 9 se oddělil 660 kilogramový sestupový modul, který po přistání pořídil první snímky povrchu a analyzoval kůru rentgenovým spektrometrem a hustoměrem. Během přistání prováděl měření tlaku, teploty, rozptylu světla, hustoty mraků a fotometrická měření. Zjistil, že oblačnost Venuše je rozdělena do tří odlišných vrstev. 25. října provedla Veněra 10 podobná měření.


Program Pioneer Venus
V roce 1978 poslala NASA k Venuši dvě kosmické lodě Pioneer. Celá mise se skládala ze dvou částí, dopravovaných každá zvlášť: Orbiter (oběžnice) a Multiprobe (multisonda). Loď Pioneer Venus Multiprobe nesla jednu velkou a 3 malé atmosférické sondy. 16. listopadu 1978 byla vypuštěna velká sonda a 20. listopadu tři menší sondy. 9. prosince vstoupily všechny čtyři sondy do Venušiny atmosféry následovány přenosovým zařízením. Ačkoliv se neočekávalo přežití po sestupu atmosférou, jedna ze sond pokračovala v činnosti ještě 45 minut po dosažení povrchu. 4. prosince 1978 přešel Pioneer Venus Orbiter na eliptickou oběžnou dráhu kolem Venuše. Zde zajišťoval 17 experimentů, dokud mu nedošlo palivo stabilizující jeho orbitu a nebyl v srpnu 1992 zničen vstupem do atmosféry.


Ruské úspěchy
V roce 1978 se přiblížily k Venuši i kosmické lodi Veněra 11 a Veněra 12, které 21. prosince a 25. prosince vypustily sestupové moduly. Přistávací zařízení nesla barevné kamery, vrták do země a analyzátor; tyto prostředky bohužel selhaly. Oba moduly provedly měření nefelometrem, hmotnostním spektrometrem, plynovým chromatografem a chemickým analyzátorem kapek v mracích užívajícím rentgenové fluorescence, který neočekávaně objevil kromě síry i vysoký obsah chlóru. Byla zaznamenána také silná blesková aktivita.

1. a 5. března 1982 přiletěly k Venuši kosmické lodi Veněra 13 a Veněra 14, které prováděly stejnou misi jako předešlé dvě sondy. V jejich případě barevná kamera a vrták do země s analyzátorem fungovaly. Rentgenová fluorescence vzorků zeminy ukázala hodnoty podobné čedičové hornině bohaté na draslík.

10. a 11. října 1983 vstoupily Veněra 15 a Veněra 16 na polární orbitu kolem Venuše. Veněra 15 analyzovala a zmapovala horní vrstvu atmosféry infračerveným Fourierovým spektrometrem. Od 11. listopadu do 10. července oba satelity mapovaly severní třetinu planety pomocí radaru se syntetickou aperturou (SAR). Výsledky přinesly první pochopení geologických detailů povrchu Venuše včetně objevu neobvykle masívních štítů vulkánů pojmenovaných Koróna nebo Pavouci. Venuše nejeví žádné známky deskové tektoniky, přinejmenším celou severní třetinu planety tvoří jen jedna deska.

Sovětské sondy Vega 1 a Vega 2 se setkaly s Venuší 11. a 15. června 1985. Přistávací moduly byly zaměřeny na experimenty zabývající se složením a strukturou aerosolů v mracích. Každý nesl ultrafialové absorbční spektrometry, částicové analyzátory aerosolů a zařízení pro sběr materiálu mraků a jeho analýzu hmotnostním spektrometrem, plynový chromatograf a rentgenový fluorescenční spektrometr. Horní dvě vrstvy mraků jsou tvořeny kapičkami kyseliny sírové, zatímco dolní vrstva je pravděpodobně složena ze zředěné kyseliny fosforečné. Kůra Venuše byla narušena vrtákem a analyzována pomocí spektrometru gamma záření.

V rámci mise Vega byly vypuštěny také balónové aerostatické sondy plovoucí asi 46 hodin ve výšce 53 km, které urazily asi 1/3 cesty kolem planety. Měřily rychlost větru, teplotu, tlak a hustotu oblaků. Setkaly se s většími turbulencemi a konvektivní aktivitou než bylo očekáváno, včetně občasných prudkých poklesů o 1-3 km. Kosmické lodi Vega se po devíti měsících odpoutaly od Venuše, aby mohly sledovat návrat Halleyovy komety, k němuž byly vybaveny ještě 14-ti dalšími dosud nepoužitými přístroji a kamerami.


Magellan

sonda Magellan10.srpna 1990 se americká sonda Magellan dostala na oběžnou dráhu kolem planety a zahájila detailní radarové mapování. 98% povrchu bylo zmapováno s přesností přibližně 100 m. Po čtyřech letech práce byla sonda 11. října 1994 plánovaně navedena do atmosféry, kde se částečně vypařila; předpokládá se, že některé části musely dopadnout až na povrch.


Nedávné průlety
Několik kosmických sond prolétalo kolem Venuše po cestě k jiným cílům, užívaje pro zvýšení své rychlosti metodu gravitačního manévru. Patřily mezi ně sonda Galileo směřující k Jupiteru a mise Cassini-Huygens na cestě k Saturnu (která proletávala dvakrát).


Budoucí mise
Sonda Venus Express Evropské kosmické agentury odstartovala 9. listopadu 2005, oběžné dráhy Venuše by měla dosáhnout v dubnu 2006 a bude z ní studovat převážně atomosféru. Mise MESSENGER proletí kolem Venuše po cestě k Merkuru.


Život na Venuši
Velikost podobná Zemi, existence atmosféry a vzdálenost od Slunce naznačující vysoké, ale životu stále přívětivé teploty vedla k častým spekulacím o existenci vyspělého života na planetě Venuši. Anthony Procter roku 1870 napsal:

Je jasné, že, kvůli kratší vzdálenosti Venuše od Slunce, stačí málo, aby byly velké části jejího povrchu neobyvatelné bytostmi podobnými pozemským. Kvůli této blízkosti budou v tropických oblastech teploty nesnesitelé, ale v mírných a chladných pásech mohou pravděpodobně existovat oblasti s podnebím, které by nám dobře vyhovovalo… Nenacházím žádný důvod… zamítnout, že Venuše může být plná stvoření tak vyspělých, jako žijí na Zemi.

Výzkum kosmických sond naopak ukázal, že vzhledem ke skleníkovému efektu a povrchovým teplotám okolo 600 °C nelze o existenci života pozemského typu na Venuši uvažovat.

Roku 2002 však Dirk Schulze-Makuch a Louis Irwin z texaské univerzity v El Paso vyslovili teorii o možném životě nikoliv na Venušině povrchu, ale v jejích oblacích. 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 mikroorganizmů. Jednalo ze zejména o současnou přítomnost sulfanu a oxidu siřičitého, dvou plynů, které navzájem reagují a nevyskytují se proto společně, pokud je nějaký jev nedoplňuje. Poukázali rovněž na příliš nízké množství oxidu uhelnatého navzdory slunečnímu záření a bleskům. Možným vysvětlením je přítomnost mikroorganizmů vznášejících se v oblacích, které by využívaly metabolizmu podobného některým raným pozemským organizmům.