Veenus

Veenus on Päikese poolt loetuna teine planeet Päikesesüsteemis (siseplaneet; keskmine kaugus Päikesest 108 miljonit km) ja meile lähim planeet (vähim kaugus Maast 38,2 miljonit km), tiirlemisperioodiga 224,7 Maa ööpäeva. Veenusel ei ole kaaslasi. Oma heleduse tõttu on Veenus taevast kergesti leitav (heledamad on ainult Kuu ja Päike, tähistaevas ainult Kuu). Veenuse heledus on maksimaalne (tähesuurus kuni −4,6) vahetult enne päikesetõusu ja pärast päikeseloojangut. Hommikutaevas nähtavat Veenust nimetatakse Koidutäheks, õhtutaevas nähtavat Ehatäheks. Et Veenus on siseplaneet, ei ole ta kesköö paiku kunagi nähtav. Päevases taevas on Veenus vaadeldav juba väikese pikksilmaga, mõnikord isegi palja silmaga. Siiski on ka suurima läheduse ajal (umbes iga pooleteise aasta tagant) nähtavad ainult Veenuse ülitiheda atmosfääri pilved. Planeedi pinna uurimiseks on tarvis radarit. Veenus on saanud nime vanarooma mütoloogiast pärineva armastuse-, ilu- ja viljakusejumalanna Venuse järgi, sest see paistab kõige heledama taevakehana. Veenus on üks neljast Maa tüüpi planeedist ehk kiviplaneedist ning teda kutsutakse vahel ka Maa kurjaks kaksikuks, sest see on umbes sama suur nagu Maa: Veenuse läbimõõt on umbes 12 092 km (kõigest 650 km väiksem kui Maal), temast väiksemad Päikesesüsteemi planeedid on ainult Merkuur ja Marss. Veenuse mass moodustab 81,5% Maa omast. Siiski on Veenus Maast üsna erinev. Näiteks on Veenuse atmosfäär Päikesesüsteemi planeetide atmosfääridest kõige tihedam; see koosneb 96,5% ulatuses süsihappegaasist, ülejäänud 3,5% moodustab põhiliselt dilämmastik. Atmosfääri rõhk planeedi pinnal on Maa omast 92 korda suurem. Oma keskmise temperatuuriga nullnivool 735 K (462 °C) on Veenus kõige kuumem planeet Päikesesüsteemis (ületab ka Merkuuri). Veenus on mähitud paksudesse läbipaistmatutesse põhiliselt väävelhappest koosnevatesse pilvekihtidesse, mis ei lase planeedi pinda vaadelda teleskoopidega nähtava valguse spektris. Arvatakse, et Veenusel võis minevikus olla ka ookeane, mis aurustusid kasvuhooneefekti põhjustatud temperatuuritõusu tagajärjel. Ka geoloogiliselt on Veenus Maast erinev. Vesi on Veenusel tõenäoliselt fotodissotseerunud. Kuna Veenusel puudub selline päikesetuulte eest kaitsev magnetväli nagu Maal, siis ilmselt on vabad vesinikuaatomid Veenuselt päikesetuule mõjul paisatud planeetidevahelisse ruumi. Üldplaanis on Veenuse pind vulkaanilise tegevuse tagajärjel perioodiliselt uuenev kuiv kivikõrb, kus vedeleb ka lamedaid-plaatjaid kive. Veenuse astronoomiline sümbol on Venuse käsipeegli stiliseeritud kujutis: ♀. Veenuse pind ja pinnamood olid kuni 20. sajandi lõpukümnendini teadmata, need kaardistati alles aastatel 1990–1991 projekti "Magellan" käigus. Veenuse pinnal on jälgi laiaulatuslikust vulkaanilisest tegevusest ning atmosfääris leiduv väävel viitab sellele, et seal võis hiljuti esineda vulkaanipurskeid. Kokku on Veenuselt leitud 100 000 väikest ja mitusada suurt vulkaani, millest mõni võib olla praegugi aktiivne. Voolav laava on tekitanud voolusängi, neist suurima pikkus on ligi 7000 km. Lisaks leidub seal veel ~3 km kõrgusi mägesid, 2 km sügavune, 1500 km pikkune ja 150 km laiune lõhe ning vulkaan, mille jalami läbimõõt on 300–400 km ja kõrgus 11 km. Üldiselt on Veenuse pinnamood tasane ja rohkem kui pool pindalast mahub poolekilomeetrilisse kõrgusvahemikku. Suurim kõrgustevahe on 12 kilomeetrit (Maal 20 kilomeetrit). Madalamad alad (n-ö ookeanid) vahelduvad kõrgemate mägiste piirkondadega (n-ö kontinentide ehk mandritega). Umbes 80% Veenuse pindalast moodustavad tasandikud ning ülejäänu kaks kõrgemat kontinenti, millest üks asub planeedi põhjapoolkeral ja teine ekvaatorist lõuna pool. Põhjapoolset kontinenti nimetatakse Babüloonia armastusjumaluse Ishtari järgi Ishtari maaks ning see on pindalalt umbes Austraalia-suurune. Lõunapoolset kontinenti kutsutakse Kreeka armastusjumalanna Aphrodite järgi Aphrodite maaks. See on nendest kahest kontinendist suurim, umbes 7–10 kilomeetri kõrgune ja pindalalt ligikaudu sama suur kui Lõuna-Ameerika. Seda Veenuse mandrit katab suures osas lõhede võrgustik. Hiljem on kaugemalt lõunast leitud veel üks kontinent – Lada maa. Ishtari maa lääneosas asub Lakshmi platoo. Selle kõrgus ümbritseva tasandi suhtes on 3–4 kilomeetrit. Selle platoo pinnal on kaks suurt lehtrit, Colette ja Sacajawea, mis meenutavad vulkaanilisi kaldeerasid Marsil. Neist kahest noorema, Colette'i juures on näha ka laavavoogusid. Lakshmi platood ümbritsevad Akna ning Freyja mägede paralleelsed harjad ja orud, Maxwelli mäed ja Vesta astang. Näib, et nad on tekkinud horisontaalse kokkusurumise tagajärjel, mis on tüüpiline Maale, kuid ei esine Kuul ega Marsil. Lakshmi platoost ida suunas reljeef muutub. Paralleelsed harjad ja orud asenduvad lühemate, lõikuvate rõngakujuliselt või kaootiliselt paiknevate harjade ja orgude süsteemiga. Seda nähtust, mida nimetatakse parketiks, pole leitud mitte ühelgi teisel taevakehal. Tasandike keskel on kõrgendikud, mille pind meenutab tasandikke. Need on Beta, Belli, Ulfruni ja Metise piirkonnad kõrgusega 2–4 kilomeetrit. Ka nendel on astanguid ja kraatreid. Veenuse kõrgeim tipp, Maxwell mägi (11 kilomeetrit), asub Veenuse põhjapoolsel kontinendil Ishtari maal ja seda ümbritsevad 2–3 kilomeetri kõrgused mäeahelikud. Võrdluseks: Marsi suurima vulkaani, Olympose mäe läbimõõt on 550 kilomeetrit ja kõrgus 20 kilomeetrit. Maa suurima vulkaani Mauna Loa läbimõõt Hawaii saarel on 200 kilomeetrit ja see on oma jalamilt 9 kilomeetri kõrgune. Üks huvipakkuvamaid piirkondi Veenusel on Beta piirkond, mis on eraldiseisev kõrgem ala. Seal on kaks suurt vulkaani: Theia ja Rhea. Suurema läbimõõt on 820 kilomeetrit ja kõrgus 5 kilomeetrit, mille kraatri läbimõõt on 60–90 kilomeetrit. Planeedil on ka väheseid meteoriidikraatreid, mis näitab, et Veenuse pind on geoloogiliselt suhteliselt noor, ligikaudu 300–600 miljonit aastat vana. Suurima meteoriidikraatri, Meadi läbimõõt on 280 kilomeetrit. Peaaegu täielikult puuduvad meteoriidikraatrid läbimõõduga alla kahe kilomeetri, sest neid tekitada võivad meteoorid põlevad Veenuse tihedas atmosfääris lihtsalt ära. Ka on meteoriidikraatrid sageli parvena koos, sest neid tekitanud suurem meteoor on tihedas atmosfääris purunenud. (Purunemise jäägid võivad tekitada ka alla kahekilomeetrise läbimõõduga kraatreid.) Kraatrite keskmise tiheduse järgi pinnaühiku kohta on Veenuse basaltide vanus kuni 800 miljonit aastat, seega on nad tunduvalt nooremad kui Kuu merede basaldid (3 miljardit), kuid vanemad kui Maa basaldid. Veenuse pind näib olevat põhjalikult muutunud 300–600 miljonit aastat tagasi. Peale meteoriidikraatrite, mägede ja orgude, mida tavaliselt leidub Maa tüüpi planeetidel, võib Veenuselt leida teisi, ainult Veenusele iseloomulikke pinnavorme. Nende hulgas on näiteks ümmargused, lamedad, vulkaanilise tekkega kõrgemad alad, mida kutsutakse farra'deks (ka "pannkookstruktuurideks") ning mis on läbimõõdult umbes 20–50 km ja 100–1000 m kõrged. Lisaks on Veenusel radiaalseid, tähtja kujuga lõhede süsteeme, mida kutsutakse novae'deks. Lõhesüsteemid, kus esineb korraga nii radiaalseid lõhesid kui ka kontsentriliste ringidena olevaid lõhesid, kutsutakse oma sarnasuse tõttu ämblikuvõrkudega arachnoid'ideks. Lisaks on struktuure, mida nimetatakse coronae'deks – need on ringjad lõhed, mis mõnikord paiknevad lohkudes. Need pinnavormid on kõik vulkaanilise tekkega. Veenuse tasandikel on näha veel mõnekilomeetrilisi kuplitaolisi moodustisi, sageli kraatriga tipus, ning seljandike ja vagudega piirkondi pikkusega mõni tuhat kilomeetrit ja laiusega kuni paarsada kilomeetrit. Ishtari maa lähedalt tasandikult leiti omapärased ringstruktuurid läbimõõduga 200–300 kilomeetrit ja neile pole analooge teistel planeetidel. Nende kroonideks või pärgadeks nimetatud pinnavormide keskel asuvad kaootilise reljeefiga piirkonnad. Arvatavasti tekkisid pärjad sinna, kus pinnale tikkus ümbruskaudsete piirkondade kuumem aine. Planeedi pind sarnaneb kivikõrbega. Pinnaseproovid ja pinnafotod näitavad normaalse maise koostisega tardkivimite (graniit, basalt) olemasolu. Veenuse tasandikud koosnevad põhiliselt basaltlaavast, aga oma osa võib olla ka tuule kantud vulkaanilisel tuhal ja liival. Veenusel on üsna sageli maavärinaid. Pinna keskmine vanus on miljard aastat, vaid vulkaanilis-tektoonilistel kõrgendikel on näha nooremaid moodustisi, kuid need katavad tühise osa pinnast. Seevastu Maal on valitsevad alla miljardi aasta vanused moodustised. Veenuse kõrgendikud on kaetud raskmetallikirmetisega. Veenusel on nii kuum, et plii sulab, metallid aurustuvad ja kondenseeruvad jahedamatel kõrgematel kohtadel. See seletab, miks kosmoselaevade radarivaatlused on näidanud, et kõrgendikud peegelduvad. Uuringu tulemused, mis on avaldatud teadusajakirjas Icarus, viitavad sellele, et plii ja vismut annavad Veenusele ereda metalse kesta. Graniidi olemasolu viitab sellele, et Veenuse kivimite tekkel on olnud oma osa ka nüüdseks kadunud veel. Mudeluuringute põhjal võib eeldada, et Veenuse basaltide sulamisel tekib nagu Maalgi ränirikka koostisega magma, samas võivad sellest vee puudumisel tekkida kivimid, millel maapealsed analoogid puuduvad. Kuna Veenuse kohta ei ole seismilisi andmed ega ka andmeid tema inertsimomendi kohta, siis on planeedi sisestruktuuridest ja geokeemiast vähe teada. Sarnasus Maa ja Veenuse suuruse ning keskmise tiheduse vahel laseb oletada, et neil on sarnane sisemine struktuur: tuum, vahevöö ja koor. Lähtudes Maa ja Veenuse sarnasusest, on Veenuse tuum tõenäoliselt osaliselt vedel, sest planeedid on jahtunud umbes samasuguses tempos, ning raud-nikkel koostisega nagu Maal. Veenuse natuke väiksem diameeter lubab oletada, et sügaval planeedi sisemuses on rõhk palju väiksem kui Maa sisemuses. Põhimõtteline erinevus Maa ja Veenuse vahel on selles, et Veenusel puudub laamtektoonika. Selle põhjuseks peetakse planeedil puuduvat vett, mis võiks muuta Veenuse koort pehmemaks ja seeläbi võimaldada ka laamtektoonikat. Arvatavasti on vee puudumise tõttu Veenuse koor liiga tugev, et saaks toimuda subduktsioon. Selle tõttu võib olla aeglustunud ka planeedi võime kaotada soojust. Arvatakse, et Veenusel vabaneb liigne soojus perioodiliselt aktiveeruva globaalse vulkaanilise aktiivsuse tagajärjel, mil teoreetiliselt kogu planeedi pind vahetub korraga. Viimane selline sündmus olevat aset leidnud 300 miljonit aastat tagasi.  Pikemalt artiklis Veenuse atmosfäär Veenuse pind pole Maalt teleskoobist vaadatuna alalise katva paksu pilvekihi tõttu nähtav: 49–63 km kõrgusel paikneb tihe, 71–72 km kõrgusel hõredam pilvekiht. Pilvekihtide vahel puhub kogu aeg tuul, mille kiirus on 300–400 km/h. Planeedi pinna lähedal on tuulekiirus väga väike, keskmiselt 0,3–1,0 m/s, kuid atmosfääri suure tiheduse tõttu piisab sellest, et tõsta üles tolmu ja väiksemaid kive. See atmosfääri tiheduse tõttu voolavat vett meenutav tuul puhuks ilmselt pikali ka Veenusel jalutada prooviva astronaudi. Keskmine temperatuur planeedi pinnal on 462 °C. Atmosfääri temperatuur on kogu planeedil sama: nii poolustest ekvaatorini kui ka planeedi päiksepoolsel ja öisel küljel. Atmosfääri temperatuur muutub ainult kõrguse muutudes. Veenuse atmosfääri keskmine tihedus on planeedi pinnal 66,5 kg/m3, mis on ligikaudu 55 korda suurem kui Maal (1,217 kg/m3) ja moodustab ~6,6% vee tihedusest. Atmosfäär koosneb peamiselt süsihappegaasist ja väheses osas lämmastikust. Atmosfääri suure tiheduse tõttu on rõhk Veenuse pinnal 9,2 MPa ehk ~90 atm (92 korda suurem kui Maal). Maal on selline rõhk umbes 1 km sügavusel ookeanides. Veenust võib võrrelda kasvuhoonega: kõrge temperatuur pinnal tuleneb sellest, et atmosfäär nagu kasvuhooneklaas laseb läbi suure osa soojendavat päikesekiirgust, kuid takistab pinna soojuskiirguse hajumist. Soojust neelab peamiselt süsinikdioksiid. Veenuse atmosfäär sisaldab seda ligikaudu 96,5%, lisaks lämmastikku ~3,4%, argooni 0,007%, heeliumi 0,0012% ja neooni 0,0007%. Vähesel määral (kokku ~0,02%) on veel vingugaasi (CO), vääveldioksiidi (SO2) ja veeauru. Vedelat vett muidugi ei ole. Pilvede põhikiht koosneb väävelhappest. Veenusel võib sadada ka väävelhappe vihma, kuid see aurustub enne pinnale jõudmist. Atmosfääri kõrgemates kihtides esinevad telluurist, püriidist ja teiste metallide sulfiididest (plii, vismut) koosnevad udud, millest võib tekkida metalne härmatise- või lumetaoline sade. Kuigi süsihappegaasi olemasolu tuvastati juba aastal 1932, andis atmosfääri koostise teada alles esimesena Veenuse atmosfääri sisenenud automaatjaama Venera 4 otsemõõtmine 1967. aastal. Päikese läheduse ja tugeva kasvuhooneefekti (süsihappegaasi, veeauru ja vääveldioksiidi mõju) tõttu on Veenus Päikesesüsteemi kõige kuumem planeet. Veenuse atmosfääri keemiline koostis on keeruline, sest suure kuumuse tõttu peavad kõik atmosfääri mikrokomponendid peale inertgaaside ennast ülal väga agressiivselt. Näiteks väävelhape tekib pilvedes veest ja vääveldioksiidist süsihappegaasi ja vesinikkloriidi osavõtul. Samamoodi tekivad Maal stratosfääripilved ja tööstuslikud sudud. Madalamal kui 46 kilomeetrit väävelhape laguneb termiliselt ning komponendid tõusevad jälle pilvedesse. 2011. aastal avastati sondi Venus Express abil, et Veenusel on osoonikiht. Veenuse kollakasvalged pilved kihutavad planeedi pöörlemisele vastassuunas (idast läände) kiirusega 350 km/h, tehes täistiiru saja tunniga ehk umbes 60 korda kiiremini kui planeet ise. Pilved liiguvad ekvaatoril kiiremini kui pooluste lähedal. Pilvkate on mitmekihiline. Põhiline pilvekiht on paarkümmend kilomeetrit paks, see ulatub 60–70 kilomeetri kõrgusele ning sisaldab kontsentreeritud väävelhappe piisku läbimõõduga kuni 1 mikromeeter. Madalamad pilved on rikkad mitmesuguste ainete poolest. Osa pilvi sisaldab näiteks kloori, osa aga kuni sadakond tahket osakest kuupsentimeetri kohta. Veenuse pinnale lähenedes pilved hõrenevad ning 30 kilomeetri kõrgusel kaovad sootuks. Ülespoole ulatub hõre udu 90 kilomeetrini. Pilvede põhikihis on nähtavus üllatavalt hea ehk mitu kilomeetrit, kuid siiski on pilvkatte tõttu valgustatus Veenuse pinnal sada korda nõrgem kui Maal. Veenuse orbiit on peaaegu ringjoonekujuline. Veenuse orbiidi ekstsentrilisus on kõigi planeetide seas kõige väiksem, ainult umbes 0,0067; see tähendab, et orbiit hälbib ideaalsest orbiidist väga vähe. Teiste sõnadega, Veenus on planeetide seas kõige ringjoonelisema orbiidiga. Veel vähem hälbivad Päikesesüsteemis ringjoonest ainult mõnede planeedikaaslaste ja mõnede asteroidide orbiidid. Orbiidi pikem pooltelg on 108 208 930 km pikkune; see on Veenuse massikeskme ning Veenuse ja Päikese barütsentri (Veenuse väikese massi tõttu on see Päikese keskmest ainult 264 km kaugusel) vaheline kaugus. Suur pooltelg moodustab umbes 72,3% Maa orbiidi keskmisest raadiusest, seega 0,723 astronoomilist ühikut (aü). Periheel on 0,718 aü, afeel 0,728 aü. Veenus on napilt väljaspool elukõlblikku tsooni, sest ta on vedela vee olemasolu jaoks Päikesele liiga lähedal. Veenus tuleb küll Maale lähemale kui ükski teine planeet (0,256 aü), Veenuse keskmine kaugus Maast on aga 1,136 aü, mis on suurem nii Merkuuri ja Maa keskmisest omavahelisest kaugusest (1,039 aü) kui ka Merkuuri ja Veenuse omavahelisest kaugusest (0,779 aü). Veenuse orbiidi tasand on Maa ekliptika tasandi suhtes 3,395° võrra kaldu. Veel suurem orbiidi kalle on ainult Merkuuril (7,0°). Veenuse aasta (sideeriline tiirlemisperiood) kestab 224,701 Maa ööpäeva. Veenuse pöörlemine on erinevalt päikesesüsteemi planeetide ja enamiku planeedikaaslaste peaaegu eksklusiivselt valdavast omapöörlemis- ja tiirlemissuunast tagurpidine (retrograadne). See tähendab, et Veenus pöörleb põhjapooluselt vaadatuna kellaosuti liikumise suunas. Rahvusvahelise Astronoomiauniooni definitsiooni järgi on planeedi põhjapoolus see, mis asetseb samal pool ekliptikat nagu Maa põhjapoolus. Seetõttu tõuseb Veenusel päike läänes ja loojub idas. Päikesesüsteemi planeetide seas on retrograadse pöörlemissuunaga peale Veenuse veel ainult Uraan; tuntud kääbusplaneetidest on see nii ainult Pluuto puhul. Selle, et Veenus pöörleb retrograadselt, tegi kindlaks paarkümmend aastat tagasi radari abil kindlaks USA astronoom G. Petting. Pöörlemistelje kaldeks ei anta seetõttu mitte 2,64°, vaid 177,36°, nagu oleks algselt prograadse pöörlemissuunaga telg pea peale pööratud. Et Veenuse ekvaatoril on orbiidi tasandi suhtes väike kalle, siis ei ole planeedil aastaaegu. Atmosfäär on nii tihe, et aastaaegade ning öö ja päeva vahet planeedi pinnal peaaegu ei ole. Veenus pöörleb Maaga võrreldes aeglaselt tagurpidi ning üks Veenuse päikeseööpäev kestab 243 Maa ööpäeva, seega on Veenuse aastas ligikaudu kaks Veenuse ööpäeva. Maale lähenedes on Veenus alati sama küljega meie poole pööratud. Selle põhjus võib olla loodete mõju, kuid päris kindel see ei ole. Kunagi arvati, et Veenus on väga Maa moodi. Veenuse läbimõõt (12 100 km) ja keskmine tihedus (5,25 g/cm3) jäävad Maale alla vaid kahekümnendiku võrra (~5%), mass ainult viiendiku võrra (~20%), aga Veenusel ei ole vedelat vett. Ka Maa atmosfäär koosnes alguses põhiliselt süsihappegaasist, kuid vihmaveega reageerides moodustas see süsihappe. See omakorda tekitas kaltsiumiga ühinedes lubjakivi. Veenusel jäi aga CO2 atmosfääri, kus ta oma tohutu hulga tõttu tekitab väga tugeva kasvuhooneefekti, millest paratamatult tuleneb ülikõrge temperatuur ning rõhk planeedi õhkkonnas ja pinnal. Suur kuumus ja õhurõhk määravadki tingimused Veenuse pinnal. Veenusel on nagu Maalgi troposfäär, kus gaasid on ühtlaselt segatud. Veenuse troposfäär on viis korda ulatuslikum ja viiskümmend korda tihedam kui Maa troposfäär. On teada, et minevikus leidus Veenusel vedelat vett ning ka temperatuur oli praegusest madalam, mistõttu võisid sealsed tingimused sobida tõenäoliselt elu tekkeks. Teadlaste arvates võis planeet olla üsna maaliline. Veenuse 4,6 miljardi aastase vanuse algusaegadel ehk umbes kahel miljardil aastal võis seal arvutuste kohaselt leiduda vedelat vett. Nüüdseks on see päikesekiirguse ja kasvuhooneefekti tagajärjel järk-järgult aurustunud ning päikesetuule mõjul paisatud planeetidevahelisse ruumi. Vesiniku isotoobi deuteeriumi ja tavalise vesiniku suhte võrdlemine Maa omaga laseb oletada, et alul oli Veenusel umbes sama palju vett kui Maal. On näiteks arvutatud, et kui kogu Veenuse atmosfääris leiduv vesi (ka eri ühendite koostises) asetuks ühtlase kihina Veenuse pinnale, siis see kataks planeedi 3 cm paksuse kihiga. Võrdluseks: Maal oleks selline kiht 3 km läbimõõduga. Veenuse endise kliima on maises mõistes hävitanud kasvuhooneefektist tingitud peatumatu soojenemine. Kui Maa atmosfäär kuumutataks Veenusel oleva temperatuurini, siis ookeanid aurustuksid ja veeauru rõhk oleks 300 atmosfääri. (Tegelikult on meil veeauru rõhk alumistes õhukihtides umbes tuhandik atmosfääri.) USA teadlased jõudsid ajakirjas Astrobiology avaldatud artiklis järeldusele, et Veenusel võib leiduda elu. Mikroobid võivad elada ja paljuneda Veenuse õhukeses pilvekihis, mida kaitsevad päikesekiirguse eest selles leiduvad väävliühendid. Mõni aasta tagasi avastati meie planeedil bakter, mis on võimeline elama ja paljunema pilvedes. Samasugune evolutsioon võis toimuda ka Veenusel ning kui pinnas muutus seal elamiseks liiga kuumaks, võis pilvedest saada sealse elu ainus pelgupaik. Veenuse pilved asuvad maapinnast kõrgel, kus tingimused meenutavad suuresti tingimusi Maa pilvedes. Sealt võib leida isegi veekomponente, ent need esinevad vaid kontsentreeritud väävelhappe näol. Maal on palju organisme, mis saavad väävlilises keskkonnas väga hästi hakkama. Teadlased on teinud NASA-le ettepaneku saata Veenusele kosmoseaparaat, mis tooks võimalikud proovid Veenuse elanikest Maa peale. Veenusel ei ole kaaslasi. Esimesena õnnestus Veenusel maanduda Nõukogude Liidu automaatjaamal Venera 7 1970. aastal. Kosmosest on Veenust uuritud väga põhjalikult. Lisaks tavapärasele pildistamisele, mis on Veenuse korral üsna tulutu, on pinnaehitust uuritud radaritega; neist täpsemad on aastatel 1990–1994 orbitaaljaama Magellan tehtud mõõtmised (täpsus 120–300 meetrit). Venera 10, Venera 14, Vega 1 ja Vega 2 maandusid tasandikule. Nende mõõtmised näitasid, et pinnas on vulkaanilise koostisega. Vega 1 ja Vega 2 maandusid Aphrodite maa põhjaosas, Russalka tasandikul. Gammaspektromeetriga tehti kindlaks kaaliumi, uraani ja tooriumi kontsentratsioon, mis vastas basaldile. Automaatjaamade Venera 9 ja Venera 10 pildid näitasid jämedateralisel pinnasel lebavaid lamedaid kive ja vulkaanilise päritoluga pinnast, mis on erineval määral erosioonist rikutud. Venera 13, mille kaamera lahutusvõime oli 4–5 mm, pildistas lapikute, kuni viiesentimeetriste kividega kaetud kaljust tasandikku. Kivide vahelt paistis tumedate tolmuse aine laikudena planeedi pinnas. Venera 14 nägi tasaseid kihte paksusega 1–10 cm ja horisondini ulatuvaid murtud kiviplaate. Tolmu polnud näha. Kihiline pinnas meenutab settekivimeid, kuid Veenusel toimub settimine loomulikult atmosfääris, mitte vees. Aastatel 2006–2014 tiirles Veenuse ümber Euroopa Kosmoseagentuuri (ESA) missioon Venus Express. Missioon saadeti kosmosesse 2005. aasta novembris ja Veenuseni jõudis see 2006. aasta aprillis. Missiooni eesmärk oli jälgida Veenuse atmosfääri ning mõista selle, aga ka üldiselt atmosfääri eripära, et aru saada kliimamuutustest Maal. Et Veenus on Maalt vaadates alati Päikese lähedal, siis paistab ta kas õhtu- või hommikutaevas. Esialgu ei teatud, et tegu on sama taevakehaga. Veenust nimetati eesti rahvaastronoomias Ehatäheks ja Koidutäheks või Aotäheks, Vana-Kreekas Hesperoseks (ladina Hesperus) ja Phosphoroseks (ladina Phosphorus). Veenuse koloniseerimine "Miksike". Originaali arhiivikoopia seisuga 2. juuni 2014. Vaadatud 17. märtsil 2016. NASA Venus Fact Sheet (vaadatud 3.02.2014) Petrological modeling of basaltic rocks from Venus: A case for the presence of silicic rocks, J. Gregory Shellnutt, 14.05 2013 Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (1981). "Density constraints on the composition of Venus". Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. Lk 1507–1516. Vaadatud 3.02.2014.{{cite conference}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. Lk 201. ISBN 1-4020-5233-2.{{cite book}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Nimmo, F. (2002). "Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio". Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo....30..987N. DOI:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613. Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. DOI:10.1146/annurev.earth.26.1.23. ISSN 0084-6597.{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Robert, G Strom; Gerald G. Schaber; Douglas D. Dawson (1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research: Planets. vol 99 (E5): 10899–10926. DOI:10.1029/94JE00388. {{cite journal}}: parameetris |volume= on üleliigne tekst (juhend)CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003) "The surface of Venus". Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. Moshkin, B.E.; Ekonomov; Golovin; Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M. (1979). "Dust on the surface of Venus". Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17: 280–285. Cosmic Journeys: Venus-Death of a planet (2010) Režissöör:Thomas Lucas "Venus: Facts & Figures". Originaali arhiivikoopia seisuga 13.10.2013. Vaadatud 3.02.2014. "THE VENUS ATMOSPHERE AND IONOSPHERE AND THEIR INTERACTION WITH THE SOLAR WIND: AN OVERVIEW" (PDF). Originaali (PDF) arhiivikoopia seisuga 5.03.2016. Vaadatud 3.02.2014. "Earth Fact Sheet". Vaadatud 3.02.2014. Otten, Carolyn Jones (2004). "'Heavy metal' snow on Venus is lead sulfide". Newsroom (Washington University in Saint Louis). Vaadatud 2014-02-05. Whitehouse, David (2003). "Venus has 'heavy metal mountains'". BBC News. Vaadatud 2014-02-05. "ESA finds that Venus has an ozone layer too". ESA. 6. oktoober 2011. Vaadatud 2014-02-05. Grinspoon, David H.; Bullock, M. A. (2007) Searching for Evidence of Past Oceans on Venus, American Astronomical Society, DPS meeting #39, #61.09; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 39, p.540 Kosmoloogia Veenuse kadunud ilu