Venuša

Dráha a rotácia

Venuša obieha okolo Slnka po dráhe s excentricitou len 0,006 773 rýchlosťou 35 km/s. Jej dráha je najmenej eliptická zo všetkých planét Slnečnej sústavy a približuje sa ku kružnici. Najväčšia možná vzdialenosť Venuše od Zeme je 259 miliónov km, najmenšia 40 miliónov km. Nijaká planéta sa nemôže k Zemi priblížiť na menšiu vzdialenosť ako práve Venuša. Štyrikrát za 243 rokov prechádza Venuša medzi Zemou a Slnkom tak, že všetky tri telesá sú presne v jednej rovine. Vtedy vidieť Venušu prechádzať cez slnečný kotúč. Prvým človekom, kto prišiel na to, že Venuša sa môže dostať medzi Zem a Slnko, bol Johannes Kepler. Svoje výpočty si ale nestihol overiť, pretože zomrel rok pred týmto úkazom – v roku 1630. Doteraz posledný prechod Venuše cez Slnko bol 6. júna 2012. Nasledujúci bude v roku 2117.
Zvláštnosťou Venuše je jej nezvyčajný (opačný) smer otáčania sa okolo vlastnej osi vzhľadom na ostatné planéty okrem Uránu. Príčina spätného smeru otáčania dodnes nie je uspokojivo vysvetlená. Venuša je zároveň najpomalšie rotujúcou planétou v slnečnej sústave. Malá rýchlosť rotácie je pravdepodobne následok slapového pôsobenia jej veľmi hmotnej atmosféry. Dĺžka jej hviezdneho (siderického) dňa je 243 pozemských dní. Venušiansky deň je teda dlhší ako jej rok. Od východu po východ slnka však uplynie kratšia doba, okolo 117 pozemských dní, čo je spôsobené jej obehom okolo Slnka v protismere rotácie. Slnko vychádza z pozemského hľadiska na západe a zapadá na východe. Pri pohľade zo Zeme Venuša prechádza postupne všetkými fázami od novu až po spln a späť do novu. Jej fázy bežný človek vidí iba ďalekohľadom. Objavil ich Galileo Galilei.
Okrem neobvyklého spätného pohybu je navyše rotácia Venuše na jej obežnej dráhe synchronizovaná tak, že v dobe najbližšieho priblíženia k Zemi (medzi dvoma dolnými konjunkciami ubehne 5,001 Venušinho dňa) sa k nej natáča vždy rovnakou stranou. Táto vlastnosť môže byť zapríčinená slapovými silami, ktoré ovplyvňujú Venušinu rotáciu, kedykoľvek sa planéty dostanú dosť blízko k sebe, alebo môže ísť iba o zhodu okolností.

Magnetosféra

Na rozdiel od Zeme magnetické pole Venuše nie je indukované v jadre planéty, ale v atmosfére pri interakcii ionosféry s časticami slnečného vetra. Nie je celkom známe, prečo na Venuši neexistuje dvojpólové pole generované jadrom. Keďže sa predpokladá, že podmienky formovania Zeme a Venuše boli podobné, Venuša by mala mať, podobne ako Zem, kovové jadro, v ktorom by malo dochádzať k tzv. termochemickej konvekcii a tým aj ku generovaniu magnetického poľa. Existujú dve základné teórie, ktoré neprítomnosť poľa indukovaného jadrom vysvetľujú. Prvá hovorí, že počiatočné teplo pri formovaní spoločne s teplom vznikajúcom pri rádioaktívnom rozpade nestačili na to, aby sa jadro udržalo v tekutom stave. Tým pádom by bola teplota jadra príliš nízka na termálnu konvekciu, podobne ako v prípade Marsu. Druhá teória vysvetľuje neprítomnosť vnútorne budenej magnetosféry Venuše malým tepelným tokom z jadra. Neprítomnosť magnetického poľa vytváraného jadrom má za následok fakt, že Venuša nie je tak dobre chránená proti časticiam slnečného vetra ako Zem a môže to byť jedna z príčin, prečo sa tieto dve veľkosťou podobné telesá od seba tak líšia.
Indukovaná magnetosféra vznikajúca pod vplyvom častíc slnečného vetra je sformovaná do dlhého chvosta, ktorý sa tiahne smerom od Slnka do vzdialenosti 8 až 12 polomerov Venuše. Na strane obrátenej k Slnku sa vytvára rázová vlna.

Atmosféra

Súčasná predstava o štruktúre atmosféry Venuše sa zakladá na meraniach uskutočnených kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, pozemnými pozorovaniami a teoretickými výpočtami. Venušu obklopuje hustá atmosféra tvorená prevažne oxidom uhličitým, (no aj dusíkom, kyslíkom a vodou) čo vytvára mimoriadne silný skleníkový efekt, ktorý zvyšuje teplotu povrchu na viac ako 400 °C, v oblastiach blízko rovníka dokonca až na 500 °C. Pri takejto teplote by sa nachádzali v tekutom stave napr. cín, olovo či zinok. Venušin povrch je teda teplejší než Merkúrov, aj keď je vo viac ako dvojnásobnej vzdialenosti od Slnka a prijíma teda iba 25 % slnečného žiarenia (2 613,9 W/m² v hornej vrstve atmosféry, ale iba 1071,1 W/m² na povrchu). Vďaka tepelnej zotrvačnosti a prúdeniu v hustej atmosfére sa teplota na dennej a nočnej strane Venuši výrazne nelíšia, aj keď je jej rotácia extrémne pomalá (menej ako 1 otočka počas Venušinho roku; na rovníku rotuje Venušin povrch rýchlosťou iba 6,5 km/h). Vetry v hornej vrstve atmosféry obkrúžia planétu iba za 4 (pozemské) dni a napomáhajú tak rozvodu tepla. Atmosférický tlak na povrchu dosahuje až okolo 9 MPa, čo je 90-krát viac ako na Zemi (je ekvivalentný tlaku na Zemi v hĺbke 1 km pod hladinou oceánu). V atmosfére dochádza aj k elektrickým výbojom, aj keď asi 1 000-krát zriedkavejšie ako v zemskej atmosfére.
Vrcholky mrakov majú teplotu približne −45 °C. Oficiálna priemerná teplota povrchu Venuše, ako ju určila NASA, je 464 °C. Minimálnu teplotu majú práve vrcholky mrakov, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400 °C.
Atmosféra končí vo výške okolo 1 000 km nad povrchom planéty, vodíkovou korónou. Pod ňou, v oblasti s hrúbkou 700 km je oblasť tvorená prevažne héliom. Až pod touto vrstvou nadobúda zmes plynov charakteristické zloženie z okolo 96,5 % oxidu uhličitého, takmer 3,5 % dusíka a 0,1 % kyslíka.

Oblačnosť

Mraky, ktoré sa skladajú predovšetkým z oxidu siričitého a kvapôčok kyseliny sírovej, celkom obklopujú planétu a skrývajú ľudskému oku všetky detaily povrchu. Slnečné žiarenie je kvôli nim na povrchu Venuše veľmi zoslabené, stále asi také, ako pri celkom zamračenej oblohe na Zemi. Hlavná oblačnosť sa nachádza vo výške približne 50 až 70 km nad povrchom. (Na Zemi väčšina oblakov nepresiahne výšku 12 km). Hrubá vrstva mrakov odráža väčšinu slnečného svitu späť do vesmíru. To bráni ďalšiemu zohrievaniu Venušinho povrchu a spôsobuje, že bolometrické albedo dosahuje približne 60 % a albedo vo viditeľnom rozsahu svetla je ešte vyššie. Aj keď je k Slnku bližšie ako Zem, povrch Venuše nie je tak dobre zohrievaný a ešte menej osvetlený. Bez skleníkového efektu by sa teplota povrchu Venuše veľmi podobala Zemi. Bežným nedorozumením ohľadom Venuše je predpoklad, že je to silná vrstva mrakov, ktorá zadržuje teplo. Skutočnosťou je, že povrch planéty by bol omnoho teplejší, keby vrstva mrakov neexistovala. Je to iba ohromné množstvo CO₂ v atmosfére, čo spôsobuje zadržiavanie tepla mechanizmom skleníkového efektu.
Vo viditeľnom spektre je vonkajšia štruktúra mrakov pomerne nevýrazná. Kontrastnejšie sa zobrazí na snímkach zhotovených v ultrafialovom alebo infračervenom žiarení.

Atmosférické prúdenie

V horných vrstvách atmosféry vanú silné vetry s rýchlosťou 350 km/h, na povrchu sú však vetry veľmi slabé, ich rýchlosť nepresahuje niekoľko kilometrov za hodinu. Na druhej strane, vzhľadom na vysokú hustotu Venušinej atmosféry na povrchu, aj tieto pomalé vetry veľmi silno pôsobia na prekážky.
Rotačná os planéty zviera s kolmicou na ekliptiku len nevýrazný uhol 3°. Slnečné žiarenie teda počas celého roka výraznejšie zohrieva atmosféru na rovníku ako na póloch. Vyžarovanie atmosféry je však napriek tomu rovnaké na všetkých šírkach. Je to preto, lebo medzi pólmi a rovníkom existuje výdatné prúdenie nazývané Hadleyho bunky. Zohriaty vzduch nad rovníkom stúpa, presúva sa k pólom kde ochladne, klesá k povrchu a vracia sa späť k rovníku. Toto prúdenie prebieha v hlavnej oblačnej vrstve. V smere od východu na západ ho križuje oveľa rýchlejšie prúdenie vyvolané neobyčajne rýchlou rotáciou atmosféry Venuše. Podobný typ prúdenia, ale v oveľa menších výškach, existuje aj na Zemi.

Vnútorná stavba

Vnútro Venuše je pravdepodobne podobné Zemi: železné jadro s priemerom 6 000 km s roztaveným kamenným plášťom tvoriacim najväčšiu časť planéty. Spodná hranica plášťa leží podľa odhadov v hĺbke asi 2 840 km. Zloženie ani teplota jadra nie sú známe. Predpokladá sa veľké zastúpenie železa, či už čistého, alebo viazaného so sírou vo forme FeS. Na rozhraní jadra a plášťa sa teploty odhadujú na 3 500 °C, v jadre by mali dosahovať až 4 000 °C. Venuša podobne ako Zem prekonala gravitačnú diferenciáciu, obdobie krátko po svojom sformovaní, kedy ťažšie prvky klesali do jej stredu a vytvorili jadro, zatiaľ čo ľahšie stúpali smerom k povrchu. Dôkazom diferenciácie je vznik sekundárnej planetárnej atmosféry, ktorá pri nej vznikla.
Posledné výsledky z gravitačného merania sondy Magellan nasvedčujú, že Venušina kôra je hrubá asi 35 km. Kôra je pravdepodobne jednoliata, nie je rozdelená na tektonické dosky ako kôra na Zemi. Keďže planéta nemá tektonické dosky, nemôže uvoľňovať vnútornú energiu ich pohybmi ako Zem. Existuje teória, podľa ktorej namiesto toho v pravidelných intervaloch prekonáva masívnu vulkanickú činnosť, ktorá zalieva jej povrch čerstvou lávou; najstaršie geomorfologické útvary sú staré iba 800 miliónov rokov, zatiaľ čo zvyšok povrchu je mladší (aj keď väčšinou nie menej ako niekoľko stoviek miliónov rokov). Teraz sa predpokladá, že Venuša je stále vulkanický činná v izolovaných geologicky aktívnych bodoch.

Mesiace

V minulosti sa predpokladalo, že okolo Venuše krúži mesiac zvaný Neith podľa mýtickej bohyne zo Sais (ktorej závoj žiadny smrteľník nezdvihne), prvýkrát pozorovaný Giovannim Domenicom Cassinim v roku 1672. Sporadické astronomické pozorovania pokračovali až do roku 1892, keď boli spochybnené (išlo iba o slabé hviezdy, ktoré sa na danom mieste náhodne vyskytli) a od tej doby je Venuša známa ako planéta bez mesiacov – akýkoľvek satelit by na jej obežnej dráhe bol slapovými silami spomaľovaný tak dlho, až by sa zrútil na povrch planéty.

Historické pozorovania

Venuša je najnápadnejším astronomickým objektom na rannej a večernej oblohe na Zemi (okrem Slnka a Mesiaca) a bola preto známa odpradávna. Jeden z najstarších dochovaných historických dokumentov, doštičky z Aššurbanipalovej babylonskej knižnice – 21 rokov dlhý záznam pozorovaní Venuše (v rannej Babylonii nazývané Nindaranna), umožnil v kombinácii s dnešnými presnými výpočtami správne datovanie niektorých historických udalostí. Starí Sumeri a Babylončania nazývali Venušu Dil-bat alebo Dil-i-pat; v Akkade to bola zvláštna hviezda bohyne-matky Ištar; a v Číne boh Jin xing.
Pre civilizáciu Mayov bola Venuša vôbec najdôležitejšou „hviezdou“, nazývali ju Chak ek, „Veľká hviezda“, snáď ešte dôležitejšou ako Slnko. Mayovia sledovali pohyby Venuše veľmi pozorne a pozorovali ju dokonca aj v dennom svetle. Pozícia Venuše a ostatných planét mali ovplyvňovať všetok život na Zemi, takže sa Mayovia a ostatné stredoamerické kultúry snažili vojny a iné dôležité udalosti načasovať s ohľadom na pozorovania. Drážďanský kódex obsahuje kalendár ukazujúci úplný Venušin cyklus viditeľnosti – päť jej synodických obehov po 584 dňoch (dohromady približne 8 rokov), po uplynutí ktorých sa cyklus opakuje.
Starí Gréci mysleli, že večerné a ranné výskyty Venuše na oblohe predstavujú dva odlišné objekty, ktoré nazývali na západnej večernej oblohe Hesperus a na východnej rannej oblohe Phosphorus. Nakoniec vďaka Pythagorovi dospeli k záveru, že obidva objekty sú tou istou planétou. V 4. storočí pred Kr. Heraclides Ponticus vyslovil teóriu, že Venuša a Merkúr obiehajú okolo Slnka a nie okolo Zeme. Meno Venuša pochádza od rímskej bohyne lásky a krásy.
Keďže jej obežná dráha leží medzi Zemou a Slnkom, Venuša pri pohľade zo Zeme vykazuje viditeľné fázy rovnako ako pozemský Mesiac. Galileo Galilei bol prvým, kto v decembri 1610 pozoroval fázy Venuše. Toto pozorovanie podnietilo Kopernika zverejniť kontroverzný heliocentrický opis slnečnej sústavy. Galileo si tiež všimol zmeny Venušinho viditeľného priemeru, keď sa nachádza v odlišných fázach, čo vysvetľoval väčšou vzdialenosťou od Zeme vo fáze splnu a stále menšou vzdialenosťou počas priebehu ubúdania. Toto pozorovanie silno podporilo heliocentrický model. Venuša (ani Merkúr) nie je v plnej fáze viditeľná zo Zeme, pretože v tej chvíli je v hornej konjunkcii, keď zapadá a vychádza zároveň so Slnkom a stráca sa v jeho žiari.
Prechody Venuše, keď planéta prechádza presne medzi Zemou a viditeľným slnečným kotúčom, sú veľmi zriedkavé astronomické udalosti. Po prvýkrát pozorovali taký prechod 4. decembra 1639 astronómovia Jeremiah Horrocks a William Crabtree. Prechod v roku 1761 pozorovaný Michailom Vasilievičom Lomonosovom či Maximiliánom Hellom bol prvým dôkazom Venušinej atmosféry a pozorovanie paralaxy v 19. storočí umožnilo prvé presnejšie vypočítanie vzdialenosti medzi Zemou a Slnkom. Ďalšie prechody Venuše sa vyskytli 9. decembra 1874, 6. decembra 1882, 8. júna 2004 a posledný 6. júna 2012. Nasledujúci prechod nastane 11. decembra 2117.
V 19. storočí väčšina pozorovateľov očakávala, že Venuša bude mať periódu rotácie približne 24 hodín. Taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli prvý predpovedal výrazne pomalšiu rotáciu, zviazanú slapovými silami Slnka (čo očakával aj pre Merkúr). Aj keď sa podobné úvahy pre niektoré nebeské telesá nepotvrdili, bola to podivuhodne presná predpoveď. Takmer dokonalý súlad medzi jej rotáciou a najväčším priblížením k Zemi tento dojem ešte upevňuje. Rýchlosť rotácie Venuše bola po prvýkrát zmeraná počas konjunkcie v roku 1961 radarom s 26 metrovou anténou v Goldstone v Kalifornii, v Rádiovom observatóriu v Jodrell Bank v Spojenom kráľovstve a v sovietskom vesmírnom zariadení Jevpatorija na južnej Ukrajine. Presnosť sa zlepšuje pri každej nasledujúcej konjunkcii najmä vďaka meraniam v Goldstone a Jevpatoriji. Fakt, že ide o spätnú rotáciu, nebol známy až do roku 1964.
Pred pozorovaniami v rádiovej oblasti v šesťdesiatych rokoch 20. storočia sa všeobecne verilo, že Venuša má prírodné prostredie podobné pozemskému. Veľkosť planéty, vzdialenosť od Slnka a hrubá vrstva oblačnosti chrániaca povrch dávala nádej, že sa tieto očakávania môžu naplniť. Špekulovalo sa o Venuši ako o svete džungle, o jej oceánoch z petroleja alebo karbonizovanej (minerálnej) vody.
Prvý dôkaz proti predpokladom vodného povrchu Venuše sa objavil pri jej prvom spektroskopickom pozorovaní. V roku 1920 pozorovanie observatóriom Mount Wilson nenašlo ani náznak spektrálnej čiary vody. Pozorovanie v mikrovlnej oblasti, ktoré uskutočnil C. Mayer a iní, už v roku 1956 indikovalo rozsiahle oblasti s vysokou teplotou (600 K). Napodiv pozorovania A. D. Kuzmina na milimetrových dĺžkach ukazovali omnoho menšie teploty. Tento rozpor vysvetľovali dve teórie, jedna predpokladala, že vysoké teploty pochádzajú z ionosféry, druhá naznačovala skôr vysokú teplotu povrchu.

Prieskum sondami

K Venuši letel už celý rad kozmických lodí bez posádky. Niektorým sa podarilo aj mäkké pristátie na povrchu. Kvôli drsným klimatickým podmienkam trvala komunikácia každého pristávacieho modulu na povrchu najdlhšie 110 minút, potom vždy došlo k definitívnemu koncu.

Cesta k Venuši

Venuša obieha bližšie k Slnku ako Zem, vo vzdialenosti iba 72 % vzdialenosti Zeme. Kozmická loď teda musí cestovať 41 miliónov kilometrov do slnečnej „gravitačnej studne“, čím výrazne zníži svoju potenciálnu energiu. Uvoľnená potenciálna energia sa mení na kinetickú energiu, čím sa zvyšuje rýchlosť sondy, takže pre tesné priblíženie k Venuši je nutné korigovať dráhu a výrazne znižovať rýchlosť. Je to podobné jazde po ceste dole z vysokého, prudkého kopca, na ktorého úpätí sa cesta napája na inú, kde je nutné sa prispôsobiť pomalšej rýchlosti dopravy.

Prvé prelety

12. februára 1961 sa Venera-1 z programu Venera stala prvou sondou, ktorá odštartovala k inej planéte. Misia síce kvôli prehriatiu orientačného senzoru nebola úspešná, Venera-1 však už mala všetky vlastnosti potrebné pre medziplanetárne lety: solárne panely, parabolickú anténu, trojosovú stabilizáciu, motor pre korekciu kurzu a uskutočnila prvý štart z orbitálnej dráhy okolo Zeme.
Prvý úspech na ceste k Venuši zaznamenala americká kozmická loď Mariner 2, ktorá doletela k Venuši v roku 1962. Zistila, že Venuša nemá magnetické pole a zmerala planetárne emisie žiarenia v mikrovlnej oblasti spektra.
Sovietsky zväz 2. apríla 1964 odštartoval sondu Zond 1, ktorá síce dosiahla Venušu, ale v máji toho istého roku s ňou bolo prerušené spojenie.

Prvé pristátie

1. marca 1966 sovietska vesmírna sonda Venera-3 dopadla na Venušu, čím sa stala prvou kozmickou loďou, ktorá dosiahla jej povrch. Jej sesterská loď Venera-2 zlyhala kvôli prehriatiu skôr ako dokončila prelet.
18. októbra 1967 vstúpil do atmosféry Venuše zostupný modul Venery-4. Ako prvý uskutočnil priame merania z inej planéty – meral teplotu, tlak, hustotu a uskutočnil 11 automatických chemických experimentov na určenie zloženia atmosféry. Zistil 95 % oxidu uhličitého, čo v kombinácii s výsledkami meraní sondy Mariner 5 ukázalo, že tlak na povrchu bude omnoho väčší, než bolo očakávané (75 – 100 atmosfér).
Tieto výsledky boli 16. a 17. mája 1969 overené a spresnené misiami lodí Venera-5 a Venera-6 aj keď žiadna z nich nedosiahla povrch. Batérie Venery-4 sa počas jej pomalého unášania atmosférou postupne vybili a Venery-5 a 6 boli rozdrvené atmosférickým tlakom 18 km nad povrchom.
Prvé úspešné pristátie na Venuši dosiahla 15. decembra 1970 Venera-7. Odvysielala namerané povrchové teploty: 457 – 474 °C. Venera-8, ktorá pristála 22. júla 1972, okrem tlaku a teplotného profilu vďaka svojmu fotometru navyše ukázala, že oblačnosť Venuše sa formuje do vrstvy, ktorá končí 35 km nad povrchom. Jej röntgenový spektrometer zanalyzoval chemické zloženie kôry.

Prvá obežnica

22. októbra 1975 vstúpila na obežnú dráhu sovietska sonda Venera-9, čím sa stala prvým umelým satelitom Venuše. Kamery a spektrometer získali mnoho cenných informácií o atmosférickej oblačnosti, ionosfére a magnetosfére, radar pri preletoch zmapoval povrch.
Od Venery-9 sa oddelil 660-kilogramový zostupný modul, ktorý po pristátí urobil prvé snímky povrchu a analyzoval kôru röntgenovým spektrometrom a hustomerom. Počas pristávania vykonával merania tlaku, teploty, rozptylu svetla, hustoty mrakov a fotometrické merania. Zistil, že oblačnosť Venuše je rozdelená do troch odlišných vrstiev.
25. októbra vykonala Venera-10 podobné merania.

Program Pioneer Venus

V roku 1978 poslala NASA k Venuši dve kozmické lode Pioneer. Celá misia sa skladala z dvoch častí, dopravovaných každá zvlášť: Orbiter (obežnica) a Multiprobe (multisonda). Loď Pioneer Venus Multiprobe niesla jednu veľkú a 3 malé atmosférické sondy. 16. novembra 1978 bola vypustená veľká sonda a 20. novembra tri menšie sondy. 9. decembra vstúpili všetky štyri sondy do Venušinej atmosféry nasledované prenosovým zariadením. Aj keď sa neočakávalo prežitie po zostupe atmosférou, jedna zo sond pokračovala v činnosti ešte 45 minút po dosiahnutí povrchu. 4. decembra 1978 prešiel Pioneer Venus Orbiter na eliptickú obežnú dráhu okolo Venuše. Tu zaisťoval 17 experimentov, dokiaľ mu nedošlo palivo stabilizujúce jeho orbitu a nebol v auguste 1992 zničený vstupom do atmosféry.

Sovietske úspechy

V roku 1978 sa priblížili k Venuši aj kozmické lode Venera-11 a Venera-12, ktoré 21. decembra a 25. decembra vypustili zostupné moduly. Pristávacie zariadenia niesli farebné kamery, vrták do zeme a analyzátor; tieto prostriedky bohužiaľ zlyhali. Obidva moduly vykonali merania nefelometrom, hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a chemickým analyzátorom kvapiek v mrakoch používajúcim röntgenovej fluorescencie, ktorý neočakávane objavil okrem síry aj vysoký obsah chlóru. Bola tiež zaznamenaná silná blesková aktivita.
1. a 5. marca 1982 prileteli k Venuši sondy Venera-13 a Venera-14, ktoré vykonali rovnakú misiu ako predchádzajúce dve sondy. V ich prípade farebná kamera a vrták do zeme s analyzátorom fungovali. Röntgenová fluorescencia vzoriek zeminy ukázala hodnoty podobné čadičovej hornine bohatej na draslík.
10. a 11. októbra 1983 vstúpili Venera-15 a Venera-16 na polárnu orbitu okolo Venuše. Venera-15 analyzovala a zmapovala hornú vrstvu atmosféry infračerveným Fourierovým spektrometrom. Od 11. novembra do 10. júla obidva satelity mapovali severnú tretinu planéty pomocou radaru so syntetickou apertúrou (SAR). Výsledky priniesli prvé pochopenie geologických detailov povrchu Venuše vrátane objavu neobvykle masívnych štítov vulkánov pomenovaných Koróna alebo Pavúci. Venuša neprejavuje žiadne známky doskovej tektoniky, prinajmenšom celú severnú tretinu planéty tvorí iba jedna doska.
Sovietske sondy Vega 1 a Vega 2 sa stretli s Venušou 11. a 15. júna 1985. Pristávacie moduly boli zamerané na experimenty zaoberajúce sa zložením a štruktúrou aerosólov v mrakoch. Každý niesol ultrafialové absorpčné spektrometre, časticové analyzátory aerosólov a zariadenia na zber materiálov mrakov a jeho analýzu hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a röntgenovým fluorescenčným spektrometrom. Horné dve vrstvy mrakov sú tvorené kvapôčkami kyseliny sírovej, zatiaľ čo dolná vrstva je pravdepodobne zložená zo zriedenej kyseliny fosforečnej. Kôra Venuše bola narušená vrtákom a analyzovaná pomocou spektrometra gama žiarenia.
V rámci misie Vega boli vypustené tiež balónové aerostatické sondy plávajúce asi 46 hodín vo výške 53 km, ktoré prešli asi 1/3 cesty okolo planéty. Merali rýchlosť vetra, teplotu, tlak a hustotu oblakov. Stretli sa s väčšími turbulenciami a konvektívnou aktivitou ako sa očakávalo, vrátane občasných prudkých poklesov o 1 – 3 km. Sondy Vega sa po deviatich mesiacoch odpútali od Venuše, aby mohli sledovať návrat Halleyovej kométy, ku ktorému boli vybavené ešte 14-timi ďalšími dovtedy nepoužitými prístrojmi a kamerami.

Magellan

10. augusta 1990 sa americká sonda Magellan dostala na obežnú dráhu okolo planéty a začala detailné radarové mapovanie. 98 % povrchu bolo zmapovaných s presnosťou približne 100 m. Po štyroch rokoch práce bola sonda 11. októbra 1994 plánovane navedená do atmosféry, kde sa čiastočne vyparila; predpokladá sa, že niektoré časti museli dopadnúť až na povrch.

Prelety

Niekoľko kozmických sond prelietalo okolo Venuše po ceste k iným cieľom, používajúc pre zvýšenie svojej rýchlosti metódu gravitačného praku. Patrili medzi nich sonda Galileo smerujúca k Jupiteru a misia Cassini-Huygens na ceste k Saturnu (ktorá prelietavala dvakrát).
V júni 2007 v blízkosti Venuše preletela sonda MESSENGER mieriaca k Merkúru. Pre Messenger to bol už druhý prelet okolo planéty. Pred prvým preletom začiatkom októbra 2006 boli aktivované palubné kamery Messengera MDIS (MESSENGER Dual Imaging System), ktoré vytvorili niekoľko záberov približujúcej sa planéty. Na snímkach je jasne viditeľná hustá oblačnosť zahaľujúca povrch Venuše. Oba prelety boli spojené s gravitačným manévrom.

Venus Express

9. novembra 2005 Európska vesmírna agentúra vypustila sondu Venus Express, ktorá študuje Venušu z obežnej dráhy. Po heliocentrickej dráhe doletela 11. apríla 2006 k Venuši, kde bol zapojený približne na dobu 55 minút hlavný motor sondy, ktorý znížil rýchlosť zhruba o 1,3 km/s a dostala sa na jej polárnu obežnú dráhu. Prvé snímky Venuše a ďalšie merania boli urobené už v priebehu prvých dňov misie. Venus Express sa zaoberala štúdiom atmosférických javov planéty. Činnosť sondy skončila 28. novembera 2014, keď jej došlo palivo. Ako neriadené teleso špirálovala do atmosféry Venuše, v ktorej zhorela približne v polovici januára 2015.

Aktuálny výskum

Momentálne (január 2019) je Venuša zblízka skúmaná japonskou sondou Akacuki. Sonda je určená na podrobný prieskum atmosféry, oblačnosti a povrchu planéty Venuše, vrátane hľadania stôp možného recentného vulkanizmu. Kvôli zlyhaniu prvého pokusu o brzdiaci manéver sa sonda dostala na orbitu Venuše až koncom roku 2015, o päť rokov neskôr oproti plánu.

Budúci výskum

NASA v októbri informovala o sonde pracovne zvanej VERITAS (Venus Emissivity, Radio Science, InSAR, Topography, and Spectroscopy). Ako naznačuje názov, mala by byť zameraná na komplexný prieskum Venušinej atmosféry aj povrchu. Predpokladaný termín štartu je koncom roku 2021.
Je rozpracovaný aj koncept pristávacieho modulu DAVINCI (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gases, Chemistry, and Imaging). Počas pristávania by robil snímky a skúmal atmosféru.
Venus Flagship Mission by mala byť zložená z orbitera, dvoch pristávacích puzdier pre dva rozličné typy terénu a dvoch balónových sond. Iná navrhovaná misia, SAGE (Surface and Atmosphere Geochemical Explorer), by skúmala povrch a podpovrchové vrstvy pomocou laseru. Aj Európska vesmírna agentúra rozpracovala návrh balónovej sondy.
Ďalšou plánovanou misiou je Venera-D, ktorá by ťažila zo skúseností úspešnej série sond z minulosti. Jej realizácia sa navrhuje na roky 2016–2025, je však stále neistá.

Život na Venuši

Veľkosť podobná Zemi, existencia atmosféry a vzdialenosť od Slnka naznačujúca vysoké, ale životu stále priaznivé teploty viedla k častým špekuláciám o existencii vyspelého života na planéte Venuša. Anthony Procter roku 1870 napísal:
Je jasné, že, kvôli kratšej vzdialenosti Venuše od Slnka, stačí málo, aby boli veľké časti jej povrchu neobývateľné bytosťami podobnými pozemským. Kvôli tejto blízkosti budú v tropických oblastiach teploty neznesiteľné, ale v miernych a chladných pásoch môžu pravdepodobne existovať oblasti s podnebím, ktoré by nám dobre vyhovovalo… Nenachádzam žiadny dôvod… zamietnuť, že Venuša môže byť plná stvorení tak vyspelých, ako žijú na Zemi.
Výskum kozmických sond naopak ukázal, že vzhľadom na skleníkový efekt a povrchové teploty okolo 460 °C nemožno o existencii života pozemského typu na Venuši uvažovať.
Roku 2002 však Dirk Schulze-Makuch a Louis Irwin z texaskej univerzity v El Paso vyslovili teóriu o možnom živote nie na Venušinom povrchu, ale v jej oblakoch. Na základe údajov zo sond Venera, Pioneer Venus a Magellan poukázali na zvláštnosti v zložení vodných kvapiek v mrakoch Venuše, ktoré, podľa ich názoru, možno vysvetliť prítomnosťou mikroorganizmov. Išlo najmä o súčasnú prítomnosť sírovodíka a oxidu siričitého, dvoch plynov, ktoré navzájom reagujú a nevyskytujú sa preto spoločne, pokiaľ ich nejaký jav nedopĺňa. Poukázali tiež na príliš nízke množstvo oxidu uhoľnatého napriek slnečnému žiareniu a bleskom. Možným vysvetlením je prítomnosť mikroorganizmov vznášajúcich sa v oblakoch, ktoré by využívali metabolizmus podobný niektorým raným pozemským organizmom.

Mytológia

Venuša je asociovaná so sumerskou bohyňou Inannou, akkadskou Ištar, asýrskou Mylitou, sýrskou Astarté, fenickou Astarot, egyptskou Aštoret, indickou Šukrou, germánskou Freyou, gréckou Afroditou a rímskou Vénus.
Venuša bola pôvodne bohyňou jari a oživenej prírody, na bohyňu lásky a krásy sa premenila pravdepodobne až pod vplyvom gréckeho kultu Afrodity.
Jej otcom bol boh neba Caelus (v starovekom Grécku Uranos), matka zostáva nejasná. Podľa jedného mýtu sa Venuša zrodila z morskej peny oplodnenej Uranom. Rimania si ju veľmi ctili a vážili. Jej najväčšie rímske chrámy stáli na Caesarovom fóre (chrám Venuše rodičky) a pri Svätej ceste k Rímskemu fóru (chrám Venuše a Romy). Kult Venuše sa udržal až do víťazstva kresťanstva. Zrodenie Venuše bolo námetom mnohých umeleckých diel (Apellés zo 4. storočia pred Kr., Botticelli, Tizian, Rubens, Rembrandt a i.).

Astrológia

V astrológii sa Venuša považuje za ženskú planétu. Vlastnosti, ktoré sa jej pripisujú, vychádzajú zo starovekých predstáv o bohyni Venuši. Sú to predovšetkým láska, krása, erotika a umelecké nadanie. Podľa Ptolemaia prináša svojim zverencom slávu, česť, duševnú pohodu, blahobyt, telesné zdravie, hojnosť domácich zvierat a dostatok obilia. Osoby pod jej vplyvom sú údajne veselé, príjemné, so vzťahom k umeniu.
V systéme babylonskej astrológie bola zaradená medzi tradičných 7 planetárnych vládcov, chronokratorov (vládnuci pár svetiel Slnko, Mesiac a planéty Merkúr, Venuša, Mars, Jupiter a Saturn).
V rámci sedemdňového týždňa vládne Venuša piatku, z čoho v niektorých jazykoch vzniklo aj pomenovanie tohto dňa (latinsky dies Veneris, v sanskrte šukravána). 
Z Pytagorových kozmologických predstav Zeme obalenej 7 otáčajúcimi sa planetárnymi sférami, vydávajúcimi tzv. hudbu sfér, boli odvozené staršie sedemtónové hudobné stupnice,
v ktorých Venuši patril tón H. 
Z ľudských zmyslov pripadla Venuši chuť,
z kovov meď.
V západnej astrologickej tradícii založenej na ptolemaiovskom systéme vládne Venuše VII. a II. domu, takže jej denný dom zodpovedá vzdušnému znameniu Vah a nočnému zemskému znameniu Býka. Ničí ju protiľahlé (exilové) znamenia Barana a Škorpióna, domy jej konkurenta Marta. Povýšenie zažíva v spirituálne súnáležitých Rybách, pád naopak v rozumovej a kritickej Panne. Niektoré prvky tohto systému mohli byť inšpirované skutočnými astronomickými zvláštnosťami Venuše. V priebehu 5 synodických obehov okolo Slnka vykonáva Venuša z geocentrického pohľadu 5 retrográdnych pohybov v rôznych častiach zverokruhu, ktorých postupnosť tvorí vrcholy päťramennej hviezdy kreslenej jedným ťahom – pentagramu.