Jau kopš 2. g.t. p.m.ē. Babilonijā bija pazīstamas piecas planētas (tai skaitā Venēra). 3. g.t. p.m.ē. Šumeri identificēja planētu Venēru nodēvējot to par „Rīta un Vakara zvaigzni” (jo Venēra ir redzama austrumos pirms saullēkta un rietumos pēc saulrieta). Senie grieķi to nosauca mīlestības dievietes Afrodites vārdā, bet romieši šo nosaukumu transformēja ar viņu mitoloģijā atbilstošu dievietes vārdu- Venēra.

 

    Venēra ir otrā planēta no Saules mūsu Saules sistēmā, kas ir viena no zemes grupas planētām. Tā ir trešais spilgtākais objekts (spilgtākie ir Saule un Meness) pie debess sfēras. Venēras Orbīta atrodas zemes iekšējā orbītā, attālums līdz Venērai mainās no 45 līdz 259 milj. kilometru. Tā kā vidējais attālums no Saules līdz Venērai ir 108,2 milj. km, tad Venēra saņem no Saules vismaz divas reizes vairāk saules enerģijas nekā Zeme, turklāt siltumnīcas efekta rezultātā planētas temperatūra pieaug līdz 730k (450°c). Oglekļ dioksīda blīvie mākoņi labi laiž cauri Saules redzamo Gaismu, bet aiztur no planētas atstaroto siltumu, kā rezultātā planētas temperatūra krasi pieaug. Venēras atmosfēra ir klāta ar biezu (no sērskābes pilieniem, kas radušies saules stariem iedarbojoties uz atmosfērā esošo ogļskābo gāzi, sēru un ūdens tvaikiem) mākoņu segu, kas pārklāj visu planētu, turklāt atmosfēra griežas ātrāk par pašu planētu (virs Venēras ekvatora 65- 70 kilometru augstumā vējš sasniedz 100 km/s lielu ātrumu, planētas ass kustības virzienā). Atmosfēras spiediens, gandrīz pilnībā sastāvošs no ogļskābās gāzes, 90 reizes pārsniedz zemes atmosfēras spiedienu, kāds ir Zemes okeānā 900 m dziļumā! Turklāt uz planētas virsmas nokrišņu veidā nonāk sērskābes lietus.

   

    1610. Galileo Galilejs Itālijā pavērsa pret debesīm pirmo teleskopu. Viņš atklāja Venēras fāzes. 1761. gadā Lomonosovs, pētot Venēras pāriešanu Saules diska priekšā, konstatēja, ka uz Venēras ir atmosfēra. Venēras aktīva izzināšana sākās apmēram pirms 40. gadiem pateicoties radio astronomiskajiem novērojumiem un izpētes zondēm.. Lai labāk izpētītu Venēru no 1970. gada tika sūtītas izpētes zondes (Venēra, Vega, Pioneer-Venus), ar kuru palīdzību notikta iežu virsmas ķīmiskā sastāva izpēte un dažu virsmas bilžu iegūšana. Uz Venēru tika aizsūtītas vairāk kā 20 ASV un Krievijas zondes, kas ir rekordskaitlis. 1990.g. ASV kosmiskā zonde Magelāns sāka pētīt (kartografēšanas nolūkos) Venēru. Radiolokācijas kartes noskaidroja, ka uz planētas lielākā daļa ir līdzenumi, kuriem pāri slejas lieli klinšu masīvi vairāku kilometru augstumā augstākie ir Maksvela kalni, 11.km augstāki par vidējo planētas virsmas augstumu). Tika iegūtas ziņas par triecienveidojumiem uz planētas virsmas, meteorītu radītas pēdas. Uz planētas ir daži lieli krāteri ap 3km augsti un 500m plati, bet lielākoties krāteri ir 100m augsti un 2- 3 km diametrā. Salīdzinājumā ar Saules sistēmu, Venēras virsma ir diezgan jauna, paši vecākie krāteri ir ap 800 milj. gadus veci. Triecienu rezultātā radušos krāteru izsviestā magma pēc meteorīta ietriekšanās netiek izsviesta lielā rādiusā, bet gan izkausētā veidā iztek apkārt krāteriem. Venērai ir gandrīz apļveida orbīta, kuru tā apriņķo 225 Zemes diennaktīs. Rotācijas periods Venērai ir 243,019 Zemes diennaktis. Ap savu asi tā griežas orbītas kustības pretējā virzienā. Saullēkts un saulriets uz Venēras ir tikai divas reizes gadā, tādēļ, ka Venēras diennakts ir vienlīdzīga 117 mūsu planētas diennaktīm. Ekvatoriālais diametrs Venērai ir 12104 km. Svars- 4,87∙1024 kg (pēc izmēra un svara Venēra ir tikai nedaudz mazāka par Zemi). Venērai nav dabīgo pavadoņu. Blīvums tai ir 5,24 g/см3. Brīvā kritiena ātrums uz planētas ir 8,87 m/с2. Lēnās rotācijas dēļ Venērai praktiski nav magnētiskā lauka. Orbitālais ātrums Venērai ir 35,0 km/s.