Venus adalah planet terdekat kedua dari Matahari setelah Merkurius. Planet ini mengorbit Matahari selama 224,7 hari Bumi. Venus tidak memiliki satelit alami dan dinamai dari dewi cinta dan kecantikan dalam mitologi Romawi. Setelah Bulan, planet ini menjadi objek alami tercerah di langit malam, dengan magnitudo tampak sebesar −4,6 yang cukup cerah untuk menghasilkan bayangan.[11] Venus merupakan planet inferior dengan sudut elongasi yang mencapai 47,8°. Penampakan planet seperti bintang yang sangat cerah di langit malam ini membuat Venus dijuluki sebagai "bintang kejora". Venus paling mudah terlihat pada saat-saat sebelum matahari terbit atau setelah matahari terbenam, sehingga Venus juga dijuluki sebagai "bintang fajar/timur" atau "bintang senja".
Venus adalah planet kebumian dan kadang-kadang disebut “planet saudara” Bumi karena ukuran, gravitasi, dan komposisi yang mirip (Venus merupakan planet terdekat dari Bumi dan planet yang ukurannya paling mendekati Bumi). Namun, dalam hal lain planet ini sangat berbeda dari Bumi. Planet ini memiliki atmosfer terpadat di antara empat planet kebumian yang terdiri dari 96% karbon dioksida. Tekanan atmosfer permukaan Venus 71 kali lebih besar daripada Bumi. Dengan rata-rata suhu permukaan sebesar 735 K (462 °C; 863 °F), Venus merupakan planet terpanas di Tata Surya. Planet ini tidak memiliki siklus karbon yang memerangkap karbon dalam batuan dan kenampakan permukaan, dan juga tidak memiliki kehidupan organik yang dapat menyerap karbon dalam bentuk biomassa. Venus diselimuti oleh lapisan buram yang terdiri dari awan asam sulfat yang sangat reflektif, sehingga permukaannya tidak dapat dilihat dari luar angkasa. Venus mungkin pernah memiliki samudra,[12][13] namun samudra tersebut menguap karena peningkatan suhu yang disebabkan oleh efek rumah kaca berketerusan.[14] Sebagian besar air mungkin telah terfotodisosiasi, dan angin matahari telah membuat hidrogen bebas mengalami pelepasan ke luar angkasa sebagai akibat dari ketiadaan medan magnet internal di Venus.[15] Permukaan Venus sendiri bergurun, kering, dan diselingi oleh batuan yang diperbarui secara periodik oleh aktivitas vulkanik.
Venus adalah salah satu dari empat planet kebumian di Tata Surya, yang berarti bahwa Venus merupakan planet yang berbatu layaknya Bumi. Ukuran dan massanya mirip dengan Bumi, sehingga planet ini sering dijuluki sebagai “saudara” atau “kembaran” Bumi.[16] Diameter Venus tercatat sebesar 12.092 km (hanya lebih kecil 650 km daripada Bumi) dan massanya kurang lebih 81,5% dari massa Bumi. Akan tetapi, keadaan di permukaan Venus sangat berbeda dengan Bumi, dan hal ini disebabkan oleh atmosfer tebal Venus yang terdiri dari 96,5% karbon dioksida dan 3,5% nitrogen.[17]
Terdapat banyak spekulasi mengenai permukaan Venus sebelum terkuak oleh wahana-wahana angkasa pada abad ke-20. Planet tersebut dipetakan secara detail oleh Proyek Magellan pada tahun 1990-91. Di permukaan terdapat bukti terjadinya aktivitas vulkanik, dan sulfur di atmosfer menunjukkan bahwa telah terjadi letusan gunung berapi.[18][19]
Sekitar 80% permukaan Venus terdiri dari daratan vulkanik, dengan 70% merupakan daratan dengan bubungan berkerut dan 10% merupakan daratan yang halus dan berlekuk.[20] Dua puluh persen sisanya merupakan dua “benua” dataran tinggi; salah satu benua terletak di belahan utara Venus, sementara yang lain berada di sebelah selatan garis khatulistiwa. Benua utara disebut Ishtar Terra, yang dinamai dari Ishtar, dewi cinta di Babilonia, dan ukurannya kurang lebih sebesar Australia. Gunung tertinggi di Venus (yaitu Maxwell Montes) terletak di Ishtar Terra. Tingginya kurang lebih 11 km di atas rata-rata ketinggian permukaan Venus. Sementara itu, benua selatan dijuluki Aphrodite Terra, yang dinamai dari dewi cinta dalam mitologi Yunani, dan benua ini lebih besar dengan ukuran yang kurang lebih sebanding dengan Amerika Selatan. Benua ini dipenuhi oleh rangkaian rekahan dan patahan.[21]
Ketiadaan aliran lava di kaldera masih menjadi teka-teki. Planet ini tidak memiliki banyak kawah tubrukan, sehingga menunjukkan bahwa permukaannya masih relatif muda, kurang lebih berusia 300–600 juta tahun.[22][23] Selain kawah tubrukan, pegunungan, dan lembah, Venus juga memiliki kenampakan permukaan yang unik. Salah satunya adalah kenampakan vulkanik yang puncaknya rata, yang disebut "farra". Bentuknya mirip dengan kue panekuk dan lebarnya bervariasi antara 20–50 km, sementara tingginya biasanya berada dalam kisaran 100–1.000 m. Terdapat pula rangkaian rekahan radial yang berbentuk seperti bintang yang disebut "novae", rekahan radial konsentrik yang mirip sarang laba-laba yang disebut "arachnoid", dan cincin rekahan yang kadang-kadang dikelilingi oleh depresi yang disebut "coronae". Kenampakan-kenampakan tersebut terbentuk secara vulkanik.[24]
Sebagian besar kenampakan permukaan di Venus dinamai dari perempuan dalam mitologi dan sejarah,[25] kecuali Maxwell Montes yang dinamai dari James Clerk Maxwell dan wilayah dataran tinggi Alpha Regio, Beta Regio, dan Ovda Regio yang dinamai sebelum sistem yang ada saat ini diterapkan oleh International Astronomical Union.[26]
Garis bujur kenampakan permukaan di Venus dinyatakan relatif terhadap meridian utama. Meridian utama awalnya melewati titik cerah di tengah kenampakan Eve yang terletak di sebelah selatan Alpha Regio.[27] Setelah misi Venera selesai, meridian utama ditentukan melewati puncak di tengah kawah Ariadne.[28][29]
Sebagian besar permukaan Venus tampaknya terbentuk melalui aktivitas vulkanik. Jumlah gunung berapi di Venus lebih banyak dari Bumi, dengan 167 gunung berapi besar yang lebarnya dapat mencapai 100 km. Satu-satunya kompleks gunung berapi di Bumi yang ukurannya sebesar ini adalah Pulau Besar Hawaii.[24] Walaupun begitu, bukan berarti Venus secara vulkanik lebih aktif daripada Bumi; hal tersebut disebabkan oleh kerak Venus yang lebih tua. Sebagai perbandingan, permukaan Venus diperkirakan berusia 300–600 juta tahun,[22][24] sementara di Bumi, kerak samudra terus menerus didaur ulang melalui proses subduksi di batas antara lempeng tektonik, sehingga rata-rata usianya sekitar 100 juta tahun.[30] Beberapa bukti menunjukkan berlangsungnya aktivitas vulkanik di Venus. Selama berlangsungnya program Venera yang diluncurkan oleh Uni Soviet, wahana Venera 11 dan Venera 12 menemukan petir, dan Venera 12 merekam guruh saat mendarat. Venus Express yang diluncurkan oleh European Space Agency juga menemukan petir di atmosfer.[31] Walaupun petir di Bumi disebabkan oleh hujan, tidak ada hujan di planet Venus (walaupun asam sulfat turun dari atmosfer, dan kemudian menguap di ketinggian 25 km di atas permukaan). Kemungkinan petir dihasilkan oleh abu dari letusan vulkanik. Bukti lain berasal dari pengukuran kadar sulfur dioksida di atmosfer, yang berkurang sepuluh kali lipat antara tahun 1978 hingga 1986. Hal ini menunjukkan bahwa kadar sulfur dioksida awal didorong oleh letusan vulkanik yang besar.[32] Hampir seribu kawah tubrukan tersebar secara merata di permukaan Venus. Di benda langit lain yang berkawah, seperti Bumi dan Bulan, kawah-kawah tampak terdegradasi. Di Bulan, degradasi disebabkan oleh tubrukan selanjutnya, sementara di Bumi proses tersebut didorong oleh erosi angin dan hujan. Di Venus, 85% kawah masih berada dalam keadaan yang belum terdegradasi. Jumlah kawah dan keadaannya yang belum terdegradasi menunjukkan bahwa planet tersebut mengalami peristiwa pelapisan kembali secara global sekitar 300–600 juta tahun yang lalu,[22][23] yang kemudian diikuti oleh berkurangnya vulkanisme.[33] Sementara kerak Bumi terus menerus bergerak, kerak Venus diduga tidak mampu menunjang proses tersebut. Tanpa keberadaan tektonika lempeng yang dapat mengurangi suhu dari mantel, Venus mengalami proses siklis yang menyebabkan meningkatnya suhu mantel hingga akhirnya melemahkan kerak. Kemudian, selama sekitar 100 juta tahun, terjadi subduksi dalam skala besar yang mendaur ulang kerak Venus.[24]
Diameter kawah-kawah di Venus bervariasi antara 3 km hingga 280 km. Tidak ada kawah yang diameternya lebih kecil dari 3 km karena pengaruh atmosfer yang padat terhadap benda asing yang memasuki Venus. Objek dengan energi kinetik yang lebih kecil dari angka tertentu akan dilambatkan oleh atmosfer sehingga tidak menghasilkan kawah tubrukan.[34] Objek dengan diameter yang lebih kecil dari 50 meter akan pecah dan terbakar di atmosfer sebelum mencapai permukaan.[35]
Tanpa data seismik atau data mengenai momen inersia, struktur dalam dan geokimia Venus tidak banyak diketahui.[36] Kemiripan ukuran dan kepadatan Venus dengan Bumi menunjukkan bahwa mungkin keduanya memiliki struktur dalam yang mirip, yaitu terdiri dari inti, mantel, dan kerak. Seperti Bumi, inti Venus cair sebagian karena kedua planet tersebut mendingin pada laju yang sama.[37] Ukuran Venus yang sedikit lebih kecil menunjukkan bahwa tekanan bagian dalam Venus jauh lebih rendah daripada di Bumi. Namun, perbedaan utama antara kedua planet tersebut adalah ketiadaan tektonika lempeng di Venus, yang kemungkinan disebabkan oleh kerak Venus yang terlalu kuat tanpa keberadaan air yang dapat mengurangi viskositasnya. Akibatnya, jumlah panas yang berkurang di Venus lebih rendah, sehingga menghambat pendinginan planet dan mungkin menjelaskan mengapa Venus tidak memiliki medan magnet internal.[38] Venus mungkin malah kehilangan panas internalnya dalam proses pelapisan kembali secara periodik.[22]
Venus memiliki atmosfer yang sangat padat, yang terdiri dari 96,5% karbon dioksida dan 3,5% nitrogen. Massa atmosfernya 93 kali lebih besar daripada atmosfer Bumi, sementara tekanan di permukaan planet Venus 92 kali lebih besar daripada di permukaan Bumi—tekanan yang kurang lebih sebanding dengan samudra sedalam 1 kilometer di Bumi. Kepadatan di permukaan Venus tercatat sebesar 65 kg/m³ atau 6,5% dari kepadatan air. Atmosfer yang kaya akan CO2 dan awan sulfur dioksida yang tebal menghasilkan efek rumah kaca yang paling kuat di Tata Surya, sehingga rata-rata suhu permukaan Venus 462 °C (864 °F).[39][40] Akibatnya, permukaan Venus lebih panas daripada Merkurius, yang memiliki suhu permukaan minimal −220 °C (−364,0 °F) dan suhu permukaan maksimal 420 °C (788 °F),[41] walaupun Venus terletak lebih jauh dari Matahari dan sebagai akibatnya hanya memperoleh 25% iradiansi yang diterima Merkurius. Permukaan Venus sering kali digambarkan seperti neraka.[42] Suhu di Venus juga lebih tinggi daripada suhu untuk melakukan sterilisasi.
Penelitian menunjukkan bahwa miliaran tahun yang lalu, atmosfer Venus lebih mirip dengan atmosfer Bumi daripada atmosfer Venus sekarang, dan mungkin terdapat air di permukaan. Namun, setelah periode selama 600 juta hingga beberapa miliar tahun,[43] efek rumah kaca berkelanjutan disebabkan oleh penguapan air yang menghasilkan gas rumah kaca di atmosfer.[44] Walaupun permukaan Venus tidak dapat mendukung kehidupan seperti di Bumi, kemungkinan keberadaan relung yang dapat dihuni di lapisan awal bawah dan tengah tidak dapat diabaikan.[45][46][47]
Inersia termal dan pemindahan panas oleh angin di atmosfer bawah menunjukkan bahwa suhu permukaan Venus tidak banyak berbeda antara sisi terang dan gelap, walaupun rotasi planet tersebut sangat lambat. Angin di permukaan lambat dengan kecepatan beberapa kilometer per jam. Namun, akibat kepadatan atmosfer yang tinggi di permukaan Venus, angin tersebut cukup signifikan dan mampu memindahkan debu dan batuan kecil di permukaan. Selain itu, angin tersebut juga dapat mempersulit pejalan kaki bahkan bila panas, tekanan, dan kurangnya oksigen tidak menjadi masalah.[48]
Di atas lapisan CO2 terdapat awan tebal yang terdiri dari sulfur dioksida dan asam sulfat.[49][50] Awal tersebut memantulkan dan menghamburkan sekitar 90% cahaya matahari, sehingga menghambat pengamatan permukaan Venus. Akibat lapisan awal permanen ini, walaupun jarak Venus lebih dekat dari Matahari daripada Bumi, permukaan Venus tidak seterang Bumi. Angin sekencang 300 km/h (190 mph) di atas awan mengitari Venus setiap empat hingga lima hari bumi.[51] Kecepatan angin Venus 60 kali lebih cepat daripada rotasi Venus, sementara kecepatan angin terkencang di Bumi hanya 10–20% dari kecepatan rotasi Bumi.[52]
Permukaan Venus bersifat isotermal; planet tersebut memiliki suhu yang konstan tidak hanya antara siang dan malam, tetapi juga antara khatulistiwa dan kutub-kutub.[2][53] Kemiringan sumbu venus yang kurang dari 3° juga meminimalisasi variasi suhu musiman.[54] Satu-satunya variasi suhu yang cukup besar bergantung pada ketinggian. Pada tahun 1995, wahana Magellan berhasil mengabadikan citra substansi yang sangat reflektif di puncak gunung tertinggi yang mirip sekali dengan salju di Bumi. Substansi ini kemungkinan terbentuk dari proses yang sama dengan salju, meskipun pada suhu yang jauh lebih tinggi. Salju ini terlalu mudah menguap di permukaan, sehingga naik ke ketinggian yang lebih dingin dalam bentuk gas, dan kemudian mengalami presipitasi. Identitas substansi ini masih belum diketahui secara pasti, namun terdapat berbagai spekulasi seperti tellurium dan timbal sulfida (galena).[55]
Awan Venus mampu menghasilkan petir seperti awan di Bumi.[56] Keberadaan petir telah menjadi kontroversi semenjak penemuan pertamanya oleh wahana Venera. Pada tahun 2006-07, Venus Express berhasil menemukan gelombang elektron elektromagnetik, yang merupakan tanda-tanda keberadan petir. Kemunculannya yang berselang menunjukkan pola yang terkait dengan aktivitas cuaca.[56] Pada tahun 2007, wahana Venus Express menemukan vorteks atmosferik di kutub selatan Venus.[57][58] Selain itu, pada tahun 2011, wahana ini juga berhasil menemukan lapisan ozon di atmosfer atas Venus.[59]
Pada 29 Januari 2013, ilmuwan dari European Space Agency melaporkan bahwa ionosfer di planet Venus tampak berekor seperti ion yang mengekor dari komet.[60][61]
Pada tahun 1967, Venera 4 menemukan bahwa medan magnet lebih lemah daripada Bumi. Medan magnet ini dihasilkan dari interaksi antara ionosfer dengan angin matahari,[64][65] dan bukan dari dinamo di inti seperti di Bumi. Magnetosfer Venus memberikan perlindungan dari radiasi kosmis yang tidak signifikan. Radiasi tersebut mungkin menghasilkan petir dari awan ke awan.[66]
Ketiadaan medan magnet internal di Venus cukup mengejutkan karena Venus sempat diduga memiliki dinamo sebagai akibat dari ukurannya yang tidak jauh berbeda dari Bumi. Dinamo membutuhkan tiga hal: cairan yang konduktif, rotasi, dan konveksi. Inti Venus diduga konduktif secara elektrik. Selain itu, walaupun dianggap terlalu lambat, menurut simulasi rotasi Venus masih dapat menghasilkan dinamo.[67][68] Maka ketiadaan dinamo di Venus disebabkan oleh ketiadaan konveksi di inti Venus. Di Bumi, konveksi berlangsung di lapisan luar inti yang cair karena bagian bawah jauh lebih panas daripada bagian luar. Di Venus, peristiwa pelapisan kembali secara global mungkin telah menghentikan tektonika lempeng dan alhasil mengurangi fluks panas di kerak. Akibatnya, suhu mantel meningkat, sehingga mengurangi fluks panas dari inti. Maka tidak ada geodinamo internal yang mampu menghasilkan medan magnet. Malahan, energi panas dari inti digunakan untuk memanaskan kembali kerak.[69]
Kemungkinan lain adalah ketiadaan inti yang padat di Venus,[70] atau inti Venus saat ini tidak mendingin, sehingga seluruh bagian yang cair ada pada suhu yang kurang lebih sama. Mungkin juga inti Venus telah sepenuhnya memadat. Wujud inti Venus sangat bergantung pada konsentrasi sulfur, yang saat ini masih belum diketahui.[69]
Akibat magnetosfer yang lemah, angin matahari berinteraksi langsung dengan atmosfer luar Venus, yang menghasilkan ion hidrogen dan oksigen dengan mendisosiasi molekul netral dari radiasi ultraviolet. Energi dari angin matahari kemudian membuat beberapa ion mengalami pelepasan dari medan gravitasi Venus. Akibat proses erosi ini, terjadi pelepasan ion hidrogen, helium, dan oksigen bermassa rendah, sementara molekul bermassa tinggi seperti karbon dioksida lebih dapat bertahan. Erosi atmosfer mungkin juga menyebabkan hilangnya air selama satu miliar pertama setelah pembentukan. Selain itu, erosi meningkatkan rasio deuterium bermassa tinggi dengan hidrogen bermassa rendah (rasio D/H) di atmosfer atas.[71]
Venus mengorbit Matahari dari jarak 0,72 AU (108.000.000 km; 67.000.000 mi) dengan periode orbit selama 224,65 hari. Walaupun semua orbit planet berbentuk elips, orbit Venus hampir melingkar, dengan eksentrisitas lebih rendah dari 0,01.[2] Setiap 584 hari,[2] terjadi konjungsi inferior, yaitu ketika Venus berada di antara Bumi dan Matahari sehingga Venus berada pada jarak rata-rata terdekat dari Bumi, yaitu 41 juta km.[2] Venus dapat mendekati Bumi hingga pada jarak 38,2 juta km.[2] Akibat berkurangnya eksentrisitas orbit Bumi, jarak minimal Venus diperkirakan akan membesar dalam puluhan ribu tahun.[72]
Semua planet di Tata Surya mengorbit Matahari dengan arah melawan jarum jam (seperti yang terlihat dari kutub utara Matahari). Sebagian besar planet juga berotasi pada sumbunya dengan arah yang melawan jarum jam, namun Venus berotasi searah jarum jam setiap 243 hari Bumi , yang merupakan rotasi terlambat di Tata Surya. Hari sideris Venus (243 hari Bumi) berlangsung lebih lama daripada tahun Venus (224,7 hari Bumi). Khatulistiwa Venus berotasi dengan kecepatan 6,5 km/h (4,0 mph), sementara kecepatan rotasi Bumi di khatulistiwa adalah 1.670 km/h (1.040 mph).[73] Rotasi Venus melambat 6,5 menit per hari sideris Venus semenjak wahana Magellan mengunjungi planet tersebut 16 yr yang lalu.[74] Akibat rotasi Venus yang unik, panjang hari matahari di Venus lebih pendek daripada hari siderisnya, yaitu 116,75 hari Bumi (sehingga hari matahari Venus lebih pendek daripada hari matahari Merkurius, yaitu 176 hari Bumi); satu tahun Venus sama dengan 1,92 hari (Matahari) Venus.[75] Bagi pengamat di permukaan Venus, Matahari akan terbit di barat dan tenggelam di timur.[75]
Venus mungkin terbentuk dari nebula matahari dengan periode rotasi dan kemiringan sumbu yang berbeda, dan menjadi seperti saat ini akibat perubahan putaran yang disebabkan oleh perturbasi dan efek pasang surut pada atmosfer Venus yang padat selama miliaran tahun. Periode rotasi Venus mungkin merupakan keadaan setimbang antara penguncian pasang surut dengan gravitasi Matahari, yang cenderung memperlambat rotasi, dan gelombang atmosfer yang dihasilkan dari pemanasan atmosfer Venus oleh matahari.[76][77] Selang waktu konjungsi inferior selama 584 hari hampir sama dengan 5 hari matahari Venus,[78] namun hipotesis resonansi putaran–orbit telah diabaikan.[79]
Venus tidak memiliki satelit alami,[80] walaupun asteroid 2002 VE68 memiliki hubungan semi-orbital dengan Venus.[81][82] Selain semi-satelit ini, terdapat dua ko-orbital sementara lainnya, yaitu, 2001 CK32 dan 2012 XE133.[83] Sebelumnya, pada abad ke-17, Giovanni Cassini melaporkan keberadaan satelit yang mengelilingi Venus yang dinamai Neith. Dua ratus tahun kemudian, terdapat berbagai laporan pengamatan. Namun, satelit semacam itu tidak sungguh ada dan sebagian besar ternyata merupakan bintang di kejauhan. Sementara itu, model Tata Surya awal yang dibuat oleh Alex Alemi dan David Stevenson di California Institute of Technology menunjukkan bahwa Venus mungkin pernah memiliki satu satelit yang terbentuk dari peristiwa tubrukan besar miliaran tahun yang lalu.[84] Sekitar 10 juta tahun kemudian, tubrukan lain mengubah arah putaran Venus dan akibatnya satelit Venus secara perlahan terdeselerasi secara pasang surut hingga akhirnya bertubrukan dengan Venus.[85] Jika ada tubrukan lain yang membentuk satelit, satelit tersebut akan mengalami nasib yang sama. Penjelasan lain adalah kuatnya gelombang matahari sehingga mendestabilisasi satelit besar yang mengorbit planet kebumian di Tata Surya dalam.[80]
Venus selalu tampak lebih cerah daripada bintang lain (selain Matahari). Planet ini memiliki magnitudo tampak maksimal sebesar −4,9.[9] Magnitudo Venus memudar menjadi −3 ketika disinari dari belakang oleh Matahari.[8] Planet ini cukup cerah sehingga dapat terlihat pada siang hari,[86] dan dengan mudah terlihat ketika Matahari berada di bawah cakrawala. Sebagai planet inferior, sudut elongasi Venus selalu di bawah 47°.[10]
Venus "menyusul" Bumi setiap 584 hari.[2] Saat hal tersebut terjadi, Venus berubah dari “Bintang Senja” yang tampak pada sore hari menjadi “Bintang Fajar” yang tampak sebelum matahari terbit. Sementara planet Merkurius sukar untuk dilihat saat senja dan sudut elongasi maksimalnya hanya 28°, Venus tidak sulit ditemukan. Akibat elongasi maksimalnya yang lebih besar, Venus masih tampak di langit malam. Kadang-kadang Venus dikira sebagai benda terbang aneh (BETA) karena tingkat kecerahannya. Presiden Amerika Serikat Jimmy Carter melaporkan telah melihat BETA pada tahun 1969, yang ternyata merupakan planet Venus. Banyak orang lain yang juga salah mengira Venus sebagai hal lain yang lebih eksotis.[87]
Venus memiliki beberapa fase seperti Bulan yang dapat dilihat dengan menggunakan teleskop. Planet ini memasuki “fase penuh” saat berada di sisi yang berlawanan. “Fase seperempat” adalah ketika Venus tampak seperti “sabit tipis” di teleskop dengan sudut elongasi dan tingkat kecerahan yang mencapai nilai maksimal. “Fase baru” merupakan fase kenampakan terbesar karena Venus sedang berada di antara Bumi dan Matahari.[10]
Orbit Venus sedikit terinklinasi relatif terhadap orbit Bumi, sehingga biasanya planet ini tidak tampak melintasi Matahari. Transit Venus terjadi ketika Venus berada di antara Bumi dan Matahari dan tampak melewati Matahari. Fenomena ini berlangsung dalam siklus selama 243 yr dengan kemunculan sepasang transit yang terpisah selama delapan tahun setiap 105,5 yr atau 121,5 yr—pola yang pertama kali ditemukan pada tahun 1639 oleh astronom Inggris Jeremiah Horrocks.[88]
Dua transit terkini berlangsung pada 8 Juni 2004 dan 5–6 Juni 2012. Transit tersebut dapat disaksikan secara langsung dari berbagai situs daring atau diamati dengan menggunakan peralatan yang tepat.[89] Transit sebelumnya terjadi pada Desember 1874 dan Desember 1882; transit selanjutnya akan berlangsung pada Desember 2117 dan Desember 2125.[90]
Dalam sejarah, transit Venus membantu astronom menentukan satuan astronomi dan ukuran Tata Surya, seperti yang ditunjukkan oleh Horrocks pada tahun 1639.[91] James Cook menjelajahi pantai timur Australia setelah ia berlayar ke Tahiti pada tahun 1768 untuk melihat transit Venus.[92][93]
Salah satu misteri yang menyelimuti pengamatan planet Venus adalah cahaya kelabu, yaitu cahaya yang tampak redup di bagian gelap planet saat memasuki fase sabit. Pengamatan pertama cahaya kelabu dilakukan pada tahun 1643, namun keberadaan cahaya tersebut belum pernah dikonfirmasi secara pasti. Para pengamat saat ini berspekulasi bahwa cahaya tersebut dihasilkan oleh aktivitas elektrik di atmosfer Venus, namun cahaya tersebut mungkin merupakan ilusi yang disebabkan oleh efek psikologis saat mengamati objek yang terang dan berbentuk sabit.[94]
Peradaban-peradaban kuno mengenal Venus sebagai “bintang fajar” dan “bintang senja”, yang menunjukkan pemahaman bahwa keduanya merupakan objek yang berbeda. Namun, prasasti Ammisaduqa yang berasal dari tahun 1581 SM menunjukkan bahwa peradaban Babilonia menganggap keduanya sebagai objek yang sama dengan sebutan “ratu langit yang terang” dan mampu membuktikannya dengan pengamatan-pengamatan yang terperinci.[95] Sementara itu, bangsa Yunani mengira keduanya merupakan bintang yang berbeda dan menamainya Phosphorus dan Hesperus hingga masa Pythagoras pada abad ke-6 SM.[96] Bangsa Romawi menyebut bintang fajar sebagai Lucifer (yang secara harfiah berarti “pembaca cahaya”) dan bintang senja sebagai Vesper, dan kedua nama tersebut merupakan terjemahan harfiah dari nama Yunani.
Transit Venus pertama kali diamati pada tahun 1032 oleh Ibnu Sina, yang menyimpulkan bahwa Venus terletak lebih dekat dari Bumi daripada Matahari,[97] dan menyatakan bahwa Venus berada di bawah Matahari (paling tidak kadang-kadang).[98] Pada abad ke-12, astronom Ibnu Bajjah dari Al-Andalus mengamati dua planet dalam bentuk titik hitam yang melewati Matahari, yang nantinya diidentifikasi sebagai transit Venus dan Merkurius oleh astronom Qotb al-Din Shirazi dari Maragha pada abad ke-13.[99] Transit Venus juga diamati oleh Jeremiah Horrocks pada 4 Desember 1639 bersama dengan temannya William Crabtree di rumah mereka masing-masing.[100]
Saat astronom Italia Galileo Galilei mengamati Venus untuk pertama kalinya pada abad ke-17, ia menemukan bahwa planet tersebut memiliki fase seperti Bulan. Fase-fase tersebut hanya mungkin bila Venus mengelilingi Matahari, sehingga pengamatan ini bertentangan dengan model geosentris Ptolemeus yang menyatakan bahwa Bumi merupakan pusat alam semesta.[101]
Atmosfer Venus pertama kali ditemukan pada tahun 1761 oleh Mikhail Lomonosov.[102][103] Atmosfer Venus juga diamati pada tahun 1790 oleh astronom Jerman Johann Schröter. Nantinya, astronom Amerika Serikat Chester Smith Lyman mengamati cincin yang mengelilingi sisi gelap Venus saat berlangsungnya konjungsi inferior, yang semakin membuktikan keberadaan atmosfer di Venus.[104] Atmosfer tersebut mempersulit upaya untuk menentukan periode rotasi Venus, dan pengamat seperti Giovanni Cassini dan Schröter membuat perkiraan yang salah, yaitu 24 jam.[105]
Tidak banyak hal baru mengenai Venus yang ditemukan hingga abad ke-20. Kenampakannya tidak memberi petunjuk mengenai bentuk permukaan, dan baru setelah dikembangkannya spektroskopi, radar, dan ultraviolet rahasia-rahasia Venus mulai terkuak. Pengamatan ultraviolet pertama dilakukan pada tahun 1920-an, ketika Frank E. Ross menemukan bahwa foto-foto ultraviolet menunjukkan detail yang tidak ada dalam foto-foto yang diabadikan dengan cahaya tampak dan inframerah. Ia menyatakan bahwa hal ini disebabkan oleh keberadaan atmosfer yang sangat padat dan berwarna kuning dengan awan cirrus di atasnya.[106]
Pengamatan spektroskopi pada tahun 1900-an memberi petunjuk pertama mengenai rotasi Venus. Vesto Slipher mencoba mengukur pergeseran Doppler dari Venus, namun ia tidak dapat menemukan tanda-tanda rotasi. Ia menduga bahwa planet tersebut memiliki periode rotasi yang jauh lebih panjang dari yang diduga sebelumnya.[107] Penelitian selanjutnya pada tahun 1950-an me