De planeet Venus
Venus is de tweede planeet vanaf de zon gezien, en werd vroeger vaak als de "zusterplaneet" van de aarde beschouwd. Wetenschappers namen aan dat het klimaat op Venus zeer vruchtbaar zou zijn: door hun telescopen zagen ze enkel een enorm dik wolkendek, dus zou er wel water zijn. Bovendien staat Venus dichter bij de zon en is het er dus behaaglijk warm, redeneerden de astronomen. Bij de aankomst van de eerste ruimtetuigen bij de planeet zou blijken dat die veronderstellingen helemaal verkeerd waren.
Gemiddelde afstand tot de zon 108 200 000 km Kleinste afstand tot de zon 108 486 000 km Grootste afstand tot de zon 108 907 000 km Omloopstijd om de zon 224,701 dagen Siderische omlooptijd 0,6152104 jaar Synodische periode 583,921 dagen Duur van asomwenteling 243,0187 dagen (retrograad) Equatoriale diameter 12 104 km Omwentelingsssnelheid 35 km/sec Gemiddelde oppervlaktetemperatuur 500°C Massa (Aarde = 1) 0.81 Askanteling 2,6° Manen geen Gemiddelde dichtheid 5,245 gram per kubieke cm Zwaartekracht aan het oppervlak 0,90695 (aarde = 1) Albedo 76% Absolute magnitude -4,29 Afplatting 0
De siderische omlooptijd is de tijd waarin de planeet de gehele dierenriem doorloopt en op dezelfde plaats terugkomt ten opzichte van dezelfde ster, gezien vanaf de zon.
De synodische periode is de tijdsduur die een planeet nodig heeft om, gezien vanaf de aarde, weer dezelfde positie ten opzichte van de zon in te nemen.
De siderische rotatieduur van de planeet is de tijd waarin de planeet éénmaal om haar as draait ten opzichte van de sterren.
De abslute magnitude van een planeet is de helderheid van de planeet als zij op één astronomische eenheid (AE) van de zon en tegelijk op één astronomische eenheid van de waarnemer staat.
De magnitude van een hemellichaam is een getal dat de helderheid van een ster aangeeft.
De albedo van een object is het weerkaatsingsvermogen van dat object, gedefinieerd als de verhouding tussen de hoeveelheid gereflecteerde en inkomende straling.
De planetaire afplatting is het verschijnsel dat veel hemellichamen in plaats van de vorm van een bol door afplatting de vorm van een afgeplatte sferoïde hebben.
De afplatting of ellipticiteit is de mate waarin de vorm van een sferoïde afwijkt van een bol.
De zwaartekracht of gravitatie is een aantrekkende kracht die twee massa's op elkaar uitoefenen.
De dichtheid of soortelijke massa (ook wel soortgelijke massa genoemd) van een materiaal is in de natuur- en scheikunde een grootheid die uitdrukt hoeveel massa van dat materiaal aanwezig is in een bepaald volume.
De askanteling van Venus en Uranus zouden door een enorme botsing verklaard kunnen worden.
Massa is een natuurkundige grootheid die een eigenschap van materie aanduidt. Die eigenschap, die men kan omschrijven als de hoeveelheid materie, uit zich op twee manieren. Enerzijds is materie 'zwaar', wat betekent dat ze onderhevig is aan gravitatie en anderzijds is materie 'traag', wat inhoudt dat ze zich verzet tegen verandering van beweging
Venus staat ongeveer twee keer zo ver van de Zon af als Mercurius. Ze is ongeveer net zo groot als de Aarde. De tweede planeet vanaf de Zon heeft, ook net als de Aarde, een atmosfeer. Maar in tegenstelling tot de Aarde is die atmosfeer zo dik, dat de temperatuur op Venus de hoogste in het zonnestelsel is: het wordt er nooit veel kouder dan 500°C! Dit wordt veroorzaakt door een op hol geslagen broeikas-effect. De meeste warmtestralen van de Zon ketsen af tegen de dikke atmosfeer, maar de stralen die het wél lukken om Venus' oppervlak te bereiken, zitten als het ware gevangen. Als ze, na teruggekaatst te zijn door het oppervlak, de atmosfeer weer bereiken, worden de meeste weer teruggekaatst naar het oppervlak.
De atmosferische druk op Venus is 90 keer zo hoog als op Aarde en Venus zit vol met giftige gassen. Vanaf de Aarde gezien is Venus zeer helder. Dit komt omdat het wolkendek van Venus de meeste zonnestralen terugkaatst. Door een telescoop is alleen de dikke bewolking van Venus waarneembaar. Het grootste deel van Venus bestaat uit een laagvlakte, met slechts kleine heuvels. Maar er zijn ook gebergten en kraters. Verder zijn er nog uitgedoofde vulkanen, hoewel er ook een aantal vulkanen zijn die nog werken!
De planeet Venus bevindt zich tussen de baan van Mercurius en de Aarde. Doordat de planeet veel verder van de zon staat dan Mercurius, kan men Venus vaak goed zien. De grootste schijnbare afstand tot de zon bedraagt ongeveer 47 graden. Venus draait in 225 dagen om de Zon en in 243 dagen roteert ze om haar as. Een dag duurt er nog langer dan een jaar! De afstand van Venus tot de Aarde is heel verschillend. Dat komt doordat beide planeten om de zon heen draaien. Venus zelf bevindt zich gemiddeld op een afstand van ruim 108 miljoen kilometer van de Zon. Voor de Aarde is dat al 150 miljoen kilometer. Wanneer de Zon, Venus en de Aarde op één lijn staan, is de afstand Aarde - Venus het kleinst. Deze afstand bedraagt dan slechts 42 miljoen kilometer. Toch kan men Venus dan niet aan de hemel zien staan. De planeet staat immers in dezelfde richting als de zon. Als Venus achter de zon staat van af de Aarde gezien spreekt men van conjunctie. De afstand Venus - Aarde is dan het grootst. Namelijk ongeveer 258 miljoen kilometer. Ook nu is Venus vanaf de Aarde niet te zien. De planeet bevindt zich ook nu in dezelfde richting aan de hemel als de Zon. Doordat de afstand tot Venus flink kan verschillen, verschilt ook de schijnbare grootte van de planeet voortdurend. De helderheid van de planeet vertoont echter minder grote verschillen. Dat lijkt misschien wat vreemd. Maar als Venus dicht bij de Aarde staat, is het op het grootste deel van de planeet dat naar de Aarde is toegekeerd nacht. Slechts een klein gedeelte wordt door de Zon verlicht. We zien Venus door een kijker dan ook als een smalle sikkel. Wanneer de planeet bijna achter de Zon staat wordt de planeet vanaf de Aarde gezien bijna helemaal door de Zon verlicht. Wel is de afstand tot de Aarde nu erg groot en daardoor de schijnbare middellijn klein.
Omstreeks 1962 kreeg men voor het eerst een vermoeden dat de planeet veel langzamer rond zijn as draaide dan de Aarde. Dat gebeurde door metingen met behulp van radar. Radargolven gaan door de wolken heen en bereiken het planeetoppervlak zelf. Bovendien werd met deze metingen vastgesteld dat de beweging van Venus om zijn as retrograad is. Daarmee bedoelt men dat Venus tegen de wijzers van de klok in om zijn as draait.
De zeer succesvolle Mariner 10, gelanceerd op 3 november 1973 leverde voor het eerst zeer gedetailleerde foto's van de wolkenpatronen hoog in de dampkring op. Het ruimtetuig passeerde Venus op 5 februari 1974 op nauwelijks 5760 km afstand. Eerder werd reeds ontdekt dat de dampkring van de planeet in vier dagen tijd roteert. Dus veel sneller dan het oppervlak van de planeet.
Rusland (de toenmalige USSR) heeft een aantal keren geprobeerd een capsule op Venus te laten landen, en met succes.
Nadat de Venera-3 op 1 maart 1966 een harde landing had gemaakt, vond op 18 oktober 1967 met de Venera-4 de eerste zachte landing plaats. In de barre omstandigheden op het planeetoppervlak hielden die sondes het maar heel kort uit en er werd betrekkelijk weinig informatie verkregen. Een groot succes werd in oktober 1975 behaald, toen de Venera 9 en 10 de eerste foto's van het oppervlak overseinden. Daarop zijn talloze stenen te zien.
Belangrijke metingen zijn ook gedaan met de Amerikaanse ruimtevoertuigen Pioneer Venus 1 en 2, die begin december 1978 bij de planeet aankwamen. Eén van de sondes werd in een baan om Venus gebracht. De andere bestond uit vier afzonderlijke capsules die de dampkring binnendrongen en veel informatie naar de aarde seinden. De afdaling naar de bodem duurde 1 uur. Na de landing bleef één sonde tegen de verwachting in nog meer dan een uur gegevens naar de aarde seinen. Daaruit bleek dat bij het neerkomen een grote stofwolk werd gevormd die vier minuten bleef hangen. Het moest dus zo goed als windstil zijn. De gemeten temperatuur bedroeg 482°C. Dat de temperatuur aan het oppervlak van de planeet erg hoog moest zijn wisten de sterrenkundigen al. Dat komt door het zogenaamde broeikaseffect. De zonnewarmte valt door het wolkendek op de planeet. Maar de warmte wordt door datzelfde wolkendek tegengehouden. Hetzelfde gebeurt in een broeikas. De zonnewarmte komt door het glas naar binnen. Eenmaal binnen zorgt het glas er voor dat de warmte niet meer kan ontsnappen. In plaats van broeikaseffect gebruiken de sterrenkundigen ook wel de naam atmosferisch effect.
Tijdens de afdaling van de Pioneer-sondes naar het Venus oppervlak zijn veel metingen verricht. Het eerste teken van de atmosfeer werd op een hoogte van 250 km aangetroffen.
Op een hoogte van zo'n 70 km blijkt een dichte «mist» van zwavel te hangen. De temperatuur is daar ongeveer 2°C. Deze mistlaag is één van de lagen die veel zonlicht weerkaatsen en ervoor zorgen dat Venus zo helder is. Iets lager, op zo'n 60 km hoogte, hangt een dichtere mistlaag. Deze bestaat uit zwavelzuur en zwaveldeeltjes. De temperatuur is er rond de 40°C. Na een wat dunnere laag volgt dan de dichtste laag tot dan toe. Daarin komen ook wolken voor. Deze wolken bevatten veel meer zwavel. De temperaturen zijn er ongeveer 80°C en de druk is er één atmosfeer. Dat komt overeen met de aardse druk op zeeniveau. Op een hoogte van 30 km boven het Venus oppervlak is de dampkring behoorlijk opgeklaard. Waarschijnlijk is het zicht er ook redelijk goed. Op het oppervlak tenslotte liggen de temperaturen rond de 480°C en bedraagt de druk 90 tot 100 atmosfeer! In de tweede helft van december 1978 landden twee Russische sondes op Venus, de Venera 12 op 21 december en de Venera 11 op 25 december. Ze werkten na de landing nog een tijdje (de één 1 uur en 50 minuten, de ander 35 minuten). Ze leverden geen foto's, maar deden wel de interessante ontdekking van onweer. Een ontlading vlak bij één van de sondes zorgde voor trillingen die een kwartier duurden. In 1981 zijn een aantal resultaten bekend gemaakt die door deze Venera's zijn uitgevoerd. Zo bleek dat het beneden een hoogte van tien kilometer zo goed als windstil is. Er komen zelden windsnelheden voor van meer dan 1 meter per seconde. In de laag daarboven, van 10 tot 20 kilometer hoogte, neemt de windsnelheid toe tot ongeveer 40 meter per seconde. Vervolgens is er een laag tot 40 km hoogte waar de snelheid constant 40 m/sec bedraagt. In de laag van 40 tot 45 km boven het planeetoppervlak neemt de snelheid opnieuw sterk toe: van 40 tot 100 meter/sec. Boven een hoogte van 45 km is de windsnelheid vrijwel constant 100 meter/sec. In alle gevallen heeft de wind dezelfde richting als de rotatie van Venus. Dus van oost naar west. Vreemd is ook dat deze windsnelheden onwaarschijnlijk constant zijn. De grootste wisselingen zijn slechts 1 a 2 meter per seconde.
De atmosfeer van Venus bestaat vrijwel geheel uit koolzuur (namelijk voor 97%). Er komt ook een beetje stikstof (1 tot 3%) voor en wat waterdamp. Enkele andere gassen komen in nóg kleinere hoeveelheden voor. Het heeft lang geduurd voordat men iets wist over de samenstelling van de wolken. De gele kleur van de wolkenlagen wees er op dat ze onmogelijk uit waterdruppeltjes konden bestaan. Waarschijnlijk bestaan ze uit waterdruppeltjes vermengd met erg veel zwavelzuur. De gele kleur wordt dan veroorzaakt door verontreinigingen. Deze bestaan waarschijnlijk ook weer uit verbindingen van zwavel.
Zowel de Amerikaanse Pioneer Venus als de Russische Venera's 11 en 12 ontdekten sterke bliksemontladingen. Er zijn op Venus voortdurend onweersbuien werkzaam. De beide Venera's vonden tijdens hun afdaling elektrische ontladingen in de wolken lagen tussen 50 en 70 km hoogte.
Het oppervlak is waarschijnlijk bezaaid met stenen. Zwavel zuurdruppels in de wolken zorgen er voor dat het oppervlak snel verweert.
Met behulp van radarecho's is al sinds 1964 geprobeerd de planeet in kaart te brengen. De eerste radarkaarten van Venus zijn in 1968 gepubliceerd. Het Amerikaanse ruimtevoertuig Pioneer Venus 1 had ook radar-apparatuur aan boord. Dit ruimtevoertuig, dat in een baan om Venus is gebracht, heeft veel radarmetingen van Venus verricht.
Het oppervlak van Venus is erg ruw. Het interessantste is een kloofdal met een lengte van ongeveer 1500 kilometer, een breedte van 150 kilometer en een diepte van soms wel 2 kilometer. Met de radar zijn ook veel kraters ontdekt met een middellijn van dertig tot enkele honderden kilometers. Ook is een groot vulkanisch gebied ontdekt met een middellijn van 400 km en een hoogte van tenminste één km. Op zijn top lijkt een krater te liggen met een doorsnede van 80 km. Het grootste hoogland op Venus wordt Aphrodite Terra genoemd. Zuidoostelijk ervan liggen steile kloven en diepe dalen over vele honderden kilometers. Een ander hoogland is Ishar Terra, dat zeer ver naar het noorden ligt en ongeveer zo groot is als Europa.
Met infrarode straling heeft de Venus Express relatief jonge lavastromen gevonden, wat aangeeft dat er nog altijd vulkaanuitbarstingen mogelijk zijn op de planeet. Verondersteld wordt dat door de interactie met elementen in de atmosfeer de lavastromen op Venus nog intenser van samenstelling veranderen dan die op Aarde, en dat vanwege de hetere en dichtere atmosfeer die voornamelijk uit CO2 bestaat.
Het binnenste van Venus lijkt waarschijnlijk erg op de Aarde: een ijzeren kern met een straal van ongeveer 3000 km, het grootste gedeelte is een gesmolten rotsachtige mantel. Recente resultaten van de Magellan geven een indicatie dat de korst van Venus sterker en dikker is dan men vroeger dacht. Net zoals bij de Aarde wordt er in de mantel convectie geproduceerd. Dit is terug te vinden in vele kleine verspreide regio's in plaats van geconcentreerd op scheidingen van platen zoals bij de Aarde. Venus heeft geen magnetisch veld, waarschijnlijk als gevolg van haar trage rotatie. Venus is meestal zichtbaar met het blote oog. Venus wordt ook wel de "morgenster" of de "avondster" genoemd. Venus is veruit de helderste "ster" aan de hemel.
Voor de onderzoekers zijn de verschillende samenstellingen van de lavastromen een aanwijzing dat de erupties vrij onlangs hebben plaatsgevonden. Ze bedoelen daarmee in de afgelopen 2.500.000 jaar. Mogelijk zijn ze nog altijd actief, zegt ESA.
Venus kan in zijn baan rond de zon ook precies tussen de Zon en de Aarde staan. Staan de drie hemellichamen precies op één lijn dan zien we vanaf de aarde Venus over de zonneschijf trekken. Dit verschijnsel noemen we een Venusovergang. Het is een uiterst zeldzaam verschijnsel.
Dat blijkt wel uit het lijstje hieronder waarin je alle Venusovergangen tussen de jaren 1600 en 2200 ziet:
06 december 1631
04 december 1639
06 juni 1761
03 juni 1769
09 december 1874
06 december 1882
08 juni 2004
06 juni 2012
11 december 2117
08 december 2125
Voor extra uitleg over de planeet Venus, Klik hier of Klik hier.
Foto's van de planeet Venus gemaakt door de verenasondes. Klik hier.
Afbeeldingen van Venus door de NASA. Klik hier.
Lijst van ruimtevluchten naar Venus. Klik hier.
| Gemiddelde afstand tot de zon | 108 200 000 km |
| Kleinste afstand tot de zon | 108 486 000 km |
| Grootste afstand tot de zon | 108 907 000 km |
| Omloopstijd om de zon | 224,701 dagen |
| Siderische omlooptijd | 0,6152104 jaar |
| Synodische periode | 583,921 dagen |
| Duur van asomwenteling | 243,0187 dagen (retrograad) |
| Equatoriale diameter | 12 104 km |
| Omwentelingsssnelheid | 35 km/sec |
| Gemiddelde oppervlaktetemperatuur | 500°C |
| Massa (Aarde = 1) | 0.81 |
| Askanteling | 2,6° |
| Manen | geen |
| Gemiddelde dichtheid | 5,245 gram per kubieke cm |
| Zwaartekracht aan het oppervlak | 0,90695 (aarde = 1) |
| Albedo | 76% |
| Absolute magnitude | -4,29 |
| Afplatting | 0 |
De siderische omlooptijd is de tijd waarin de planeet de gehele dierenriem doorloopt en op dezelfde plaats terugkomt ten opzichte van dezelfde ster, gezien vanaf de zon.
De synodische periode is de tijdsduur die een planeet nodig heeft om, gezien vanaf de aarde, weer dezelfde positie ten opzichte van de zon in te nemen.
De siderische rotatieduur van de planeet is de tijd waarin de planeet éénmaal om haar as draait ten opzichte van de sterren.
De abslute magnitude van een planeet is de helderheid van de planeet als zij op één astronomische eenheid (AE) van de zon en tegelijk op één astronomische eenheid van de waarnemer staat.
De magnitude van een hemellichaam is een getal dat de helderheid van een ster aangeeft.
De albedo van een object is het weerkaatsingsvermogen van dat object, gedefinieerd als de verhouding tussen de hoeveelheid gereflecteerde en inkomende straling.
De planetaire afplatting is het verschijnsel dat veel hemellichamen in plaats van de vorm van een bol door afplatting de vorm van een afgeplatte sferoïde hebben.
De afplatting of ellipticiteit is de mate waarin de vorm van een sferoïde afwijkt van een bol.
De zwaartekracht of gravitatie is een aantrekkende kracht die twee massa's op elkaar uitoefenen.
De dichtheid of soortelijke massa (ook wel soortgelijke massa genoemd) van een materiaal is in de natuur- en scheikunde een grootheid die uitdrukt hoeveel massa van dat materiaal aanwezig is in een bepaald volume.
De askanteling van Venus en Uranus zouden door een enorme botsing verklaard kunnen worden.
Massa is een natuurkundige grootheid die een eigenschap van materie aanduidt. Die eigenschap, die men kan omschrijven als de hoeveelheid materie, uit zich op twee manieren. Enerzijds is materie 'zwaar', wat betekent dat ze onderhevig is aan gravitatie en anderzijds is materie 'traag', wat inhoudt dat ze zich verzet tegen verandering van beweging
Venus staat ongeveer twee keer zo ver van de Zon af als Mercurius. Ze is ongeveer net zo groot als de Aarde. De tweede planeet vanaf de Zon heeft, ook net als de Aarde, een atmosfeer. Maar in tegenstelling tot de Aarde is die atmosfeer zo dik, dat de temperatuur op Venus de hoogste in het zonnestelsel is: het wordt er nooit veel kouder dan 500°C! Dit wordt veroorzaakt door een op hol geslagen broeikas-effect. De meeste warmtestralen van de Zon ketsen af tegen de dikke atmosfeer, maar de stralen die het wél lukken om Venus' oppervlak te bereiken, zitten als het ware gevangen. Als ze, na teruggekaatst te zijn door het oppervlak, de atmosfeer weer bereiken, worden de meeste weer teruggekaatst naar het oppervlak.
De atmosferische druk op Venus is 90 keer zo hoog als op Aarde en Venus zit vol met giftige gassen. Vanaf de Aarde gezien is Venus zeer helder. Dit komt omdat het wolkendek van Venus de meeste zonnestralen terugkaatst. Door een telescoop is alleen de dikke bewolking van Venus waarneembaar. Het grootste deel van Venus bestaat uit een laagvlakte, met slechts kleine heuvels. Maar er zijn ook gebergten en kraters. Verder zijn er nog uitgedoofde vulkanen, hoewel er ook een aantal vulkanen zijn die nog werken!
De planeet Venus bevindt zich tussen de baan van Mercurius en de Aarde. Doordat de planeet veel verder van de zon staat dan Mercurius, kan men Venus vaak goed zien. De grootste schijnbare afstand tot de zon bedraagt ongeveer 47 graden. Venus draait in 225 dagen om de Zon en in 243 dagen roteert ze om haar as. Een dag duurt er nog langer dan een jaar! De afstand van Venus tot de Aarde is heel verschillend. Dat komt doordat beide planeten om de zon heen draaien. Venus zelf bevindt zich gemiddeld op een afstand van ruim 108 miljoen kilometer van de Zon. Voor de Aarde is dat al 150 miljoen kilometer. Wanneer de Zon, Venus en de Aarde op één lijn staan, is de afstand Aarde - Venus het kleinst. Deze afstand bedraagt dan slechts 42 miljoen kilometer. Toch kan men Venus dan niet aan de hemel zien staan. De planeet staat immers in dezelfde richting als de zon. Als Venus achter de zon staat van af de Aarde gezien spreekt men van conjunctie. De afstand Venus - Aarde is dan het grootst. Namelijk ongeveer 258 miljoen kilometer. Ook nu is Venus vanaf de Aarde niet te zien. De planeet bevindt zich ook nu in dezelfde richting aan de hemel als de Zon. Doordat de afstand tot Venus flink kan verschillen, verschilt ook de schijnbare grootte van de planeet voortdurend. De helderheid van de planeet vertoont echter minder grote verschillen. Dat lijkt misschien wat vreemd. Maar als Venus dicht bij de Aarde staat, is het op het grootste deel van de planeet dat naar de Aarde is toegekeerd nacht. Slechts een klein gedeelte wordt door de Zon verlicht. We zien Venus door een kijker dan ook als een smalle sikkel. Wanneer de planeet bijna achter de Zon staat wordt de planeet vanaf de Aarde gezien bijna helemaal door de Zon verlicht. Wel is de afstand tot de Aarde nu erg groot en daardoor de schijnbare middellijn klein.
Omstreeks 1962 kreeg men voor het eerst een vermoeden dat de planeet veel langzamer rond zijn as draaide dan de Aarde. Dat gebeurde door metingen met behulp van radar. Radargolven gaan door de wolken heen en bereiken het planeetoppervlak zelf. Bovendien werd met deze metingen vastgesteld dat de beweging van Venus om zijn as retrograad is. Daarmee bedoelt men dat Venus tegen de wijzers van de klok in om zijn as draait.
De zeer succesvolle Mariner 10, gelanceerd op 3 november 1973 leverde voor het eerst zeer gedetailleerde foto's van de wolkenpatronen hoog in de dampkring op. Het ruimtetuig passeerde Venus op 5 februari 1974 op nauwelijks 5760 km afstand. Eerder werd reeds ontdekt dat de dampkring van de planeet in vier dagen tijd roteert. Dus veel sneller dan het oppervlak van de planeet.
Rusland (de toenmalige USSR) heeft een aantal keren geprobeerd een capsule op Venus te laten landen, en met succes.
Nadat de Venera-3 op 1 maart 1966 een harde landing had gemaakt, vond op 18 oktober 1967 met de Venera-4 de eerste zachte landing plaats. In de barre omstandigheden op het planeetoppervlak hielden die sondes het maar heel kort uit en er werd betrekkelijk weinig informatie verkregen. Een groot succes werd in oktober 1975 behaald, toen de Venera 9 en 10 de eerste foto's van het oppervlak overseinden. Daarop zijn talloze stenen te zien.
Belangrijke metingen zijn ook gedaan met de Amerikaanse ruimtevoertuigen Pioneer Venus 1 en 2, die begin december 1978 bij de planeet aankwamen. Eén van de sondes werd in een baan om Venus gebracht. De andere bestond uit vier afzonderlijke capsules die de dampkring binnendrongen en veel informatie naar de aarde seinden. De afdaling naar de bodem duurde 1 uur. Na de landing bleef één sonde tegen de verwachting in nog meer dan een uur gegevens naar de aarde seinen. Daaruit bleek dat bij het neerkomen een grote stofwolk werd gevormd die vier minuten bleef hangen. Het moest dus zo goed als windstil zijn. De gemeten temperatuur bedroeg 482°C. Dat de temperatuur aan het oppervlak van de planeet erg hoog moest zijn wisten de sterrenkundigen al. Dat komt door het zogenaamde broeikaseffect. De zonnewarmte valt door het wolkendek op de planeet. Maar de warmte wordt door datzelfde wolkendek tegengehouden. Hetzelfde gebeurt in een broeikas. De zonnewarmte komt door het glas naar binnen. Eenmaal binnen zorgt het glas er voor dat de warmte niet meer kan ontsnappen. In plaats van broeikaseffect gebruiken de sterrenkundigen ook wel de naam atmosferisch effect.
Tijdens de afdaling van de Pioneer-sondes naar het Venus oppervlak zijn veel metingen verricht. Het eerste teken van de atmosfeer werd op een hoogte van 250 km aangetroffen.
Op een hoogte van zo'n 70 km blijkt een dichte «mist» van zwavel te hangen. De temperatuur is daar ongeveer 2°C. Deze mistlaag is één van de lagen die veel zonlicht weerkaatsen en ervoor zorgen dat Venus zo helder is. Iets lager, op zo'n 60 km hoogte, hangt een dichtere mistlaag. Deze bestaat uit zwavelzuur en zwaveldeeltjes. De temperatuur is er rond de 40°C. Na een wat dunnere laag volgt dan de dichtste laag tot dan toe. Daarin komen ook wolken voor. Deze wolken bevatten veel meer zwavel. De temperaturen zijn er ongeveer 80°C en de druk is er één atmosfeer. Dat komt overeen met de aardse druk op zeeniveau. Op een hoogte van 30 km boven het Venus oppervlak is de dampkring behoorlijk opgeklaard. Waarschijnlijk is het zicht er ook redelijk goed. Op het oppervlak tenslotte liggen de temperaturen rond de 480°C en bedraagt de druk 90 tot 100 atmosfeer! In de tweede helft van december 1978 landden twee Russische sondes op Venus, de Venera 12 op 21 december en de Venera 11 op 25 december. Ze werkten na de landing nog een tijdje (de één 1 uur en 50 minuten, de ander 35 minuten). Ze leverden geen foto's, maar deden wel de interessante ontdekking van onweer. Een ontlading vlak bij één van de sondes zorgde voor trillingen die een kwartier duurden. In 1981 zijn een aantal resultaten bekend gemaakt die door deze Venera's zijn uitgevoerd. Zo bleek dat het beneden een hoogte van tien kilometer zo goed als windstil is. Er komen zelden windsnelheden voor van meer dan 1 meter per seconde. In de laag daarboven, van 10 tot 20 kilometer hoogte, neemt de windsnelheid toe tot ongeveer 40 meter per seconde. Vervolgens is er een laag tot 40 km hoogte waar de snelheid constant 40 m/sec bedraagt. In de laag van 40 tot 45 km boven het planeetoppervlak neemt de snelheid opnieuw sterk toe: van 40 tot 100 meter/sec. Boven een hoogte van 45 km is de windsnelheid vrijwel constant 100 meter/sec. In alle gevallen heeft de wind dezelfde richting als de rotatie van Venus. Dus van oost naar west. Vreemd is ook dat deze windsnelheden onwaarschijnlijk constant zijn. De grootste wisselingen zijn slechts 1 a 2 meter per seconde.
De atmosfeer van Venus bestaat vrijwel geheel uit koolzuur (namelijk voor 97%). Er komt ook een beetje stikstof (1 tot 3%) voor en wat waterdamp. Enkele andere gassen komen in nóg kleinere hoeveelheden voor. Het heeft lang geduurd voordat men iets wist over de samenstelling van de wolken. De gele kleur van de wolkenlagen wees er op dat ze onmogelijk uit waterdruppeltjes konden bestaan. Waarschijnlijk bestaan ze uit waterdruppeltjes vermengd met erg veel zwavelzuur. De gele kleur wordt dan veroorzaakt door verontreinigingen. Deze bestaan waarschijnlijk ook weer uit verbindingen van zwavel.
Zowel de Amerikaanse Pioneer Venus als de Russische Venera's 11 en 12 ontdekten sterke bliksemontladingen. Er zijn op Venus voortdurend onweersbuien werkzaam. De beide Venera's vonden tijdens hun afdaling elektrische ontladingen in de wolken lagen tussen 50 en 70 km hoogte.
Het oppervlak is waarschijnlijk bezaaid met stenen. Zwavel zuurdruppels in de wolken zorgen er voor dat het oppervlak snel verweert.
Met behulp van radarecho's is al sinds 1964 geprobeerd de planeet in kaart te brengen. De eerste radarkaarten van Venus zijn in 1968 gepubliceerd. Het Amerikaanse ruimtevoertuig Pioneer Venus 1 had ook radar-apparatuur aan boord. Dit ruimtevoertuig, dat in een baan om Venus is gebracht, heeft veel radarmetingen van Venus verricht.
Het oppervlak van Venus is erg ruw. Het interessantste is een kloofdal met een lengte van ongeveer 1500 kilometer, een breedte van 150 kilometer en een diepte van soms wel 2 kilometer. Met de radar zijn ook veel kraters ontdekt met een middellijn van dertig tot enkele honderden kilometers. Ook is een groot vulkanisch gebied ontdekt met een middellijn van 400 km en een hoogte van tenminste één km. Op zijn top lijkt een krater te liggen met een doorsnede van 80 km. Het grootste hoogland op Venus wordt Aphrodite Terra genoemd. Zuidoostelijk ervan liggen steile kloven en diepe dalen over vele honderden kilometers. Een ander hoogland is Ishar Terra, dat zeer ver naar het noorden ligt en ongeveer zo groot is als Europa.
Met infrarode straling heeft de Venus Express relatief jonge lavastromen gevonden, wat aangeeft dat er nog altijd vulkaanuitbarstingen mogelijk zijn op de planeet. Verondersteld wordt dat door de interactie met elementen in de atmosfeer de lavastromen op Venus nog intenser van samenstelling veranderen dan die op Aarde, en dat vanwege de hetere en dichtere atmosfeer die voornamelijk uit CO2 bestaat.
Het binnenste van Venus lijkt waarschijnlijk erg op de Aarde: een ijzeren kern met een straal van ongeveer 3000 km, het grootste gedeelte is een gesmolten rotsachtige mantel. Recente resultaten van de Magellan geven een indicatie dat de korst van Venus sterker en dikker is dan men vroeger dacht. Net zoals bij de Aarde wordt er in de mantel convectie geproduceerd. Dit is terug te vinden in vele kleine verspreide regio's in plaats van geconcentreerd op scheidingen van platen zoals bij de Aarde. Venus heeft geen magnetisch veld, waarschijnlijk als gevolg van haar trage rotatie. Venus is meestal zichtbaar met het blote oog. Venus wordt ook wel de "morgenster" of de "avondster" genoemd. Venus is veruit de helderste "ster" aan de hemel.
Voor de onderzoekers zijn de verschillende samenstellingen van de lavastromen een aanwijzing dat de erupties vrij onlangs hebben plaatsgevonden. Ze bedoelen daarmee in de afgelopen 2.500.000 jaar. Mogelijk zijn ze nog altijd actief, zegt ESA.
Venus kan in zijn baan rond de zon ook precies tussen de Zon en de Aarde staan. Staan de drie hemellichamen precies op één lijn dan zien we vanaf de aarde Venus over de zonneschijf trekken. Dit verschijnsel noemen we een Venusovergang. Het is een uiterst zeldzaam verschijnsel.
Dat blijkt wel uit het lijstje hieronder waarin je alle Venusovergangen tussen de jaren 1600 en 2200 ziet:
06 december 1631
04 december 1639
06 juni 1761
03 juni 1769
09 december 1874
06 december 1882
08 juni 2004
06 juni 2012
11 december 2117
08 december 2125
Intern vertoont Venus veel overeenkomsten met de Aarde. In het centrum ligt een kern van ijzer met een diameter van ongeveer 3000 km. Daaromheen bevindt zich een mantel van gesmolten gesteente. Aan de buitenkant ligt een korst met een dikte van 50 km. Omdat er op Venus geen magnetisch veld is, wordt meestal aangenomen dat de kern niet vloeibaar, maar vast is. Maar er zijn ook theorieën dat dat wel het geval is en dat het afwezig zijn van een magnetisch veld veroorzaakt wordt door de trage rotatie. De dichtheid van Venus is ook bijna gelijk aan die van de Aarde, nl. 5250 kg/m3.