Венера — наиболее близкая к нам планета, поскольку в эпохи нижнего соединения с Солнцем ее расстояние от Земли сокращается до 41 млн. км.

Вместе с тем по своим размерам, массе и плотности она также наиболее походит на Землю. Как указывалось выше, еще М. В. Ломоносов в 1761 г. обнаружил ее атмосферу. На небольшом угловом расстоянии от Солнца, когда Венера обращена к Земле своей неосвещенной половиной, ее атмосфера, рассеивающая проходящие горизонтально солнечные лучи, представляется нам в виде светлого колечка.
Видимые размеры Венеры настолько велики (максимальный диаметр ее диска — около одной минуты дуги), что ее фазы свободно различимы в обычный бинокль, и потому можно было бы, казалось, предполагать, что тщательное телескопическое исследование этой планеты современными средствами способно выявить на ней много интересного. К сожалению, в этом отношении сразу приходится разочароваться. Обычно даже при наилучших атмосферных условиях никаких деталей на Венере различить не удается, за исключением некоторых неровностей в области рогов серпа и туманных, довольно неопределенных пятен на ее диске.

Это является следствием того, что вся поверхность планеты покрыта плотным слоем облаков, так что ее подлинную твердую поверхность никогда не удается видеть. Тем не менее в противоположность Марсу именно в фиолетовых и в ультрафиолетовых лучах слабые детали Венеры можно все же различить с наибольшей контрастностью, в то время как в красных лучах вообще никакие детали не видны. Как установлено недавними наблюдениями на обсерватории Пик дю Миди, как будто намечается повторяемость подобных деталей с периодом в 4 суток, но это, по-видимому, не связано с периодом вращения самой планеты, а отражает какие-то метеорологические условия.

Большое значение для познания физической природы этой планеты имело открытие в 1931 г. астрономами Адамсом и Денгемом (обсерватория Маунт Вилсои, США) интенсивных полос поглощения углекислого газа, расположенных в инфракрасной части спектра Венеры. Теоретические расчеты и непосредственные эксперименты позволили по интенсивности этих полос определить количество углекислоты в атмосфере планеты, и оказалось, что этого газа на Венере содержится в 360 раз больше, чем в атмосфере Земли.
Вместе с тем ни малейших следов кислорода или водяных паров в спектре Венеры обнаружено не было. Только в 1960 г. американскому астрофизику Стронгу, поднявшему на стратостате специальную аппаратуру на высоту около 24 км над земной поверхностью, удалось обнаружить в спектре планеты слабую полосу поглощения водяного пара при длине волны около 11,3 микрона.
И опять таки Стронг не нашел в спектре Венеры признаков свободного кислорода. Только в апреле 1962 г. сотрудник Крымской астрофизической обсерватории Академии наук В. А. Прокофьев, применив специальные способы исследований, получил спектр Венеры, в котором, по-видимому, имеются линии свободного молекулярного кислорода. Если это открытие астронома подтвердится, то придется пересматривать наши представления о физической природе Венеры.

В начале текущего столетия Венера рассматривалась большинством специалистов как планета вполне аналогичная Земле, но находящаяся только на более ранней ступени развития, соответствующей примерно нашему каменноугольному периоду. Однако и здесь обнаруживается, что, по-видимому, каждая планета отличается собственными характерными особенностями. На это прежде всего указывает необычайно большое количество углекислого газа на Венере. Не говорит ли это об отсутствии на этой планете зеленых растений, разлагающих углекислоту на составные части? Не означает ли это, что Венера сплошь покрыта водяной оболочкой и лишена всяких континентов, поскольку твердые породы легко способны входить в соединения с углекислотой и тем самым уменьшать ее содержание в атмосфере?

Каковы остальные составные части атмосферы Венеры? Это, по всей вероятности, главным образом азот. По крайней мере, в 1953 г. на Крымской астрофизической обсерватории профессору Н. А. Козыреву удалось обнаружить в спектре неосвещенной части Венеры ряд эмиссионных полос азота, из которых наиболее интенсивные, с длиной волны. 0,39 и 0,43 микрона, характерны для спектра полярных сияний.

Другие интересные сведения, полученные различными способами, относятся к температуре Венеры. Измерения специальным прибором — радиометром собственного теплового излучения Венеры позволяют вычислить температуру внешних слоев облачного покрова, окутывающего планету. На темном, не освещенном Солнцем ночном полушарии планеты температура облачного слоя оказалась равной —33° С, а на дневной стороне — около —38° С, т. е. практически остается неизменной.
Это постоянство температуры на большой высоте над поверхностью планеты показывает, что Венера не может быть обращена к Солнцу всегда одной и той же стороной, как Луна к Земле, так как в этом случае разность температур освещенного и ночного полушарий планеты была бы очень большой. Очевидно, планета сравнительно быстро вращается вокруг своей оси, но определение периода ее вращения необычно затруднено сплошным облачным покровом, сквозь который совершенно не видны детали поверхности планеты.