Venus

Tämä artikkeli käsittelee planeettaa. Katso Venus (jumalatar) roomalaisen mytologian jumalhahmolle.

---

Venus
[[Tiedosto:|250px|]]
Löytäminen
Löytäjät	–
Löytöaika	esihistoriallinen
Kiertoradan ominaisuudet
Keskietäisyys Auringosta	108 208 926 km 0,72333199 AU
Eksentrisyys	0,00677323
Kiertoaika Auringon ympäri	224,70096 d
Synodinen kiertoaika	583,92 d
Keskiratanopeus	35,020 km/s
Inklinaatio	3,39471°
Kuiden lukumäärä	0
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija	12 103,7 km
Pinta-ala	4,60×108 km2
Massa	4,8685×1024 kg 0,815 Maan massaa
Keskitiheys	5,204 g/cm3
Pyörähdysaika	−243,0185 d
Akselin kaltevuus	2,64°
Albedo	0,65
Pakonopeus	10,36 km/s
Pinnan lämpötila	alin: 228 K keski: 737 K ylin: 773 K
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine	9,3 MPa
Koostumus
hiilidioksidi typpi rikkidioksidi argon vesihöyry hiilimonoksidi helium neon	~96,5 % ~3,5 % 0,015 % 0,007 % 0,002 % 0,0017 % 0,0012 % 0,0007 %
Infobox OK

Venus on Aurinkokunnan toinen planeetta Auringosta lukien. Se on Maata lähin planeetta sijaitessaan samalla puolella Aurinkoa ja lisäksi kooltaan sekä koostumukseltaan hyvin samankaltainen, minkä takia sitä onkin usein kutsuttu Maan sisarplaneetaksi. Venus on saanut nimensä roomalaisen mytologian rakkauden jumalattaren mukaan ja sen symboli ♀ kuvaa Venuksen käsipeiliä. Venus on kirkkain tähtimäinen taivaankappale, ja se on mahdollista nähdä jopa päivällä paljain silmin.

Rakenne

Venuksen sisäinen rakenne.

Venus muistuttaa sisäiseltä rakenteeltaan suuresti Maata, sillä planeetat ovat samaa kokoluokkaa ja syntyneet samalla Aurinkokunnan alueella. Yhtenäisen kuoren alla on sulasta kivimateriaalista koostuva vaippa, joka käsittää suurimman osan planeetan tilavuudesta. Sisimpänä on halkaisijaltaan noin 6 000 kilometrin kokoinen rautaydin. Venuksen tiheys ja läpimitta on hieman pienempi kuin Maalla.

Venuksen magneettikenttä on hyvin heikko muihin Aurinkokunnan planeettoihin verrattuna. Tämä saattaa olla seurausta planeetan erittäin hitaasta pyörähdysajasta, jolloin sula rautaydin ei ole voinut synnyttää kunnollista magneettikentän synnyttävää dynamoa. Sen seurauksena aurinkotuuli osuu Venuksen yläilmakehään esteettä. On arveltu, että Venuksessa on alun perin ollut yhtä paljon vettä kuin Maassa, mutta aurinkotuulen hiukkasten iskeytyessä ilmakehään sen vesimolekyylit hajosivat hapeksi ja vedyksi, joista vety kevyempänä karkasi nopeasti avaruuteen. Tästä johtuen vedyn raskaan isotoopin deuteriumin määrä suhteessa tavalliseen vetyyn on korkea. Osa molekyylisestä hapesta yhdistyi kuoren atomien kanssa ja osa taas jäi ilmakehään muodostaen hiilen kanssa hiilidioksidia.

Pinta

Pinnanmuodot

Maat Mons, kahdeksan kilometrin korkuinen tulivuori lähellä päiväntasaajaa. Korkeussuhteita on liioiteltu.

Venuksen pinnanmuodot ovat varsin matalia verrattuna moniin muihin taivaankappaleisiin. Korkeimman ja matalimman kohdan erotus on noin 13 kilometriä, kun se esimerkiksi Maassa on hieman alle 20 kilometriä. Pioneer-luotaimen mittausten mukaan 51 prosenttia pinnasta on korkeintaan 500 metrin etäisyydellä planeetan keskisäteestä (6 052 kilometriä) ja Magellan-luotaimen tulosten perusteella 80 prosenttia pinnasta on yhden kilometrin sisällä keskisäteestä. Vain kaksi prosenttia pinnasta on yli kahden kilometrin korkeudella. Korkeimmat vuoristot sijaitsevat Lakshmin tasangon ympärillä; huomattavimmat niistä ovat James Clerk Maxwellin mukaan nimetyt Maxwellvuoret (11–12 km), Aknavuoret (7 km) sekä Freyavuoret (7 km). Ylänköalueista suurin on Etelä-Amerikan kokoinen Aphrodite Terra lähellä päiväntasaajaa. Toinen merkittävä ylänkö on suunnilleen Australian kokoinen Ishtar Terra, jonka sijainti on noin 70° pohjoista leveyttä ja jossa sijaitsevat myös Maxwellvuoret. Koska Venuksessa ei ole vettä, ovat kivet ja vuoret kovempia kuin Maassa ja ainoa eroosiota aiheuttava tekijä on vaimea tuuli. Siksi pinnanmuodot ovat monin paikoin teräväpiirteisiä ja jyrkkiä. Maxwellvuoria lukuun ottamatta Venuksen kaikki pinnanmuodot on niemtty naispuolisten henkilöiden, lähinnä jumalhahmojen mukaan.

Dickinson-kraatteri on 69 kilometrin kokoinen.

Kraatterit

Venuksella on varsin vähän törmäyskraattereita, sillä meteorit tuhoutuvat useimmiten saavuttuaan tiheään ilmakehään tai hidastuvat matkalla niin paljon, etteivät aiheuta merkittävää törmäystä. Magellan löysi Venuksesta noin 900 törmäyskraatteria, joista vain hyvin harvat olivat läpimitaltaan alle 30 kilometriä. Alle 2 kilometrin kokoisia kraattereita ei löytynyt lainkaan. Useimmat kraattereista ovat suhteellisen uusia, eivätkä ne esiinny päällekkäin. Kraattereiden ympärille on usein virrannut syntyhetkellä sulaa laavaa, jonka muodostamat laavakentät näkyvät yhä tutkakuvissa muuta ympäristöä kirkkaampina. Kraatterien esiintymistiheys on samaa luokkaa kuin Maassa ja viittaa siihen, että Venuksen pinnan ikä on kauttaaltaan noin 500 miljoonaa vuotta.

Tuliperäisyys

200 kilometrin kokoinen Aine-korona, jonka ympärillä on pannukakkumaisia pieniä kilpitulivuoria.

Venuksen pintaa hallitsee tulivuoritoiminta. Venuksella ei ole havaittavissa Maalle tyypillistä laattatektoniikkaa, vaan noin 80 prosenttia pinnasta koostuu laavatasankojen muodostamasta mosaiikkikuviosta, jossa siellä täällä on yli sata erillistä suurta kilpitulivuorta ja lisäksi pienempiä tulivuoria sekä koronoita. Venuksen koronat ovat tuliperäisiä, 100–300 kilometrin levyisiä ja satoja metrejä kohollaan olevia sormusmaisia muodostumia, joiden keskiosat ovat painuneet. Ne ovat syntyneet, kun vaipasta peräisin oleva magma on työntänyt kuorta koholle. Keskiosien painuminen on seurausta laavan jäähtymisestä ja purkautumisesta pois koronan sivuilta. Koronat ovat mahdollisesti paikallisten ”kuumien kuplien” aiheuttamia. Usein tulivuoritoiminta on keskittynyt tietylle alueelle, mutta on myös tulivuoria, jotka muodostavat laavavirtoja ympäri planeettaa. Suuret tulivuoret sijaitsevat todennäköisesti niin sanotun kuuman pisteen päällä, jossa kuumaa magmaa pääsee purkautumaan kohti pintaa. Laavan juoksevuudesta johtuu, että purkaukset ovat olleet hyvin rauhallisia ja että laava leviää helposti muodostaen eräänlaisia joenuomia. On arvioitu, että Venuksella on satoja tuhansia tai jopa miljoonia halkaisijaltaan alle 20 kilometrin kokoisia pieniä tulivuoria. Myös nämä tulivuoret ovat kilpimäisiä ja alle kilometrin korkuisia. Aktiivisia tulivuoria ei ole toistaiseksi havaittu, mutta suuret muutokset ilmakehän rikkidioksidipitoisuudessa viittaavat niiden olemassaoloon.

Muita Venuksen pinnan tuliperäisiä modostumia ovat novat ja araknoidit, joita on löydetty vain Venukselta. Nova muodostuu, kun suuria määriä magmaa purkautuu aukosta ja sen ympärille syntyvistä railoista muodostaen säteittäisiä harjanteita tai myös vajoamia silloin, kun magmakammio on romahtanut pinnan alapuolella. Araknoidit puolestaan ovat hämähäkinverkon muotoisia halkeamaverkostoja, joissa sisäkkäisten ovaalien välillä kulkee säteittäisiä halkeamia. Araknoideja on löydetty Venukselta noin 250.

Tektoninen aktiivisuus

Venuksen kuoressa ei ole havaittavissa laattatektoniikkaa mahdollisesti siitä syystä, että kuoren rakenne on ohuempi ja heikompi kuin Maassa, jolloin planeetallemme tyypillisiä alityöntövyöhykkeitä ei pääse syntymään. Sen sijaan kuori muodostaa vain paikallisia vyöhykkeellisiä kerrostumia. Huolimatta varsinaisten tektonisten laattojen puuttumisesta Venuksen pinnalla on havaittavissa runsaasti muodostumia, jotka ovat tektonisen aktiivisuuden aiheuttamia, kuten tulivuoritoiminnasta syntyneitä poimuvuoristoja, hautavajoamia ja tessera-nimellä kutsuttuja alueita, jotka ovat hajonneet laattojen muodostamaksi mosaiikiksi pitkään kestäneen puristuksen takia. Painovoimamittausten mukaan Venuksella ei ole lainkaan astenosfääriä, kuoren alapuolista mannerliikunnot mahdollistavaa plastista kerrosta, mikä viittaa pinnanmuodostumien syntyyn suoraan vaipan konvektiovirtausten kautta.

Kaasukehä

Venuksen kaasukehän rakenne ja kasvihuoneilmiön synty.

Venuksella on erittäin tiheä kaasukehä, joka koostuu 96,5-prosenttisesti hiilidioksidista, 3,5-prosenttisesti typestä ja hyvin pienistä määristä muita aineita. Kaasunpaine on pinnalla noin 90-kertainen Maan ilmanpaineeseen verrattuna ja vastaa painetta meressä noin yhden kilometrin syvyydessä. Korkean hiilidioksidipitoisuuden johdosta Venuksessa on erittäin voimakas kasvihuoneilmiö. Pintalämpötila on keskimäärin 464 °C, mikä on korkeampi kuin lyijyn sulamispiste. Lämpötila ei koskaan laske alle 400 asteen, ja alavilla alueilla lähellä päiväntasaajaa lämpötila saattaa nousta jopa 500 celsiusasteeseen. Yläilmakehässä lämpötila jää −45 celsiusasteeseen.

Tiedosto:Venus-pioneer-uv-black.jpg

Pioneer Venus Orbiterin vuonna 1979 Venuksesta ottama ultraviolettivalokuva, jossa on näkyvissä suuria Y-kirjaimen muotoisia pilvimuodostelmia.

Kasvihuoneilmiön johdosta Venuksen keskilämpötila on noin 400 astetta korkeampi kuin se olisi ilman lämmittävää vaikutusta. Venus on jopa lämpimämpi kuin kaasukehätön Merkurius, joka kiertää Aurinkoa lähes kaksi kertaa lähempänä ja vastaanottaa siten lähes neljä kertaa suuremman säteilymäärän. Kaasukehä heijastaa 65 prosenttia näkyvästä valosta ja 60 prosenttia kaikesta säteilystä pois; Venuksen vastaanottama säteilymäärä on 2 613,9 W/m² kaasukehän yläosassa ja vain 1 071,1 W/m² pinnalla. Siten kaasukehä itsessään viilentäisi planeetan pintaa huomattavasti, ellei kasvihuoneilmiötä olisi. Pinta saa vain noin yhden prosentin yläilmakehään saapuvasta valosta; valo on suodattunut punaiseksi kuljettuaan pilvikerroksen ja hiilidioksidin läpi.

Huolimatta siitä, että Venuksen vuorokausi kestää hieman pidempään kuin vuosi aiheuttaen saman puolen kääntymisen pitkäksi aikaa Aurinkoa kohden, vaihtelee lämpötila vain vähän planeetan päivä- ja yöpuolella. Tämä johtuu kaasukehän lämpöä jakavasta vaikutuksesta; yläkaasukehän voimakkaat, 300–500 kilometriä tunnissa puhaltavat tuulet kiertävät koko planeetan noin neljässä päivässä ja jakavat päiväpuolen saamaa lämpöä muualle planeettaan. Tuulen suuri nopeus johtuu yläilmakehän saamasta suuresta säteilyenergiasta. Pinnalla tuulten nopeus on vähäinen, muutamia kilometrejä tunnissa, mutta ilmakehän tiheyden johdosta pienikin tuulenvire aiheuttaa huomattavan vastuksen. Toistaiseksi on epäselvää, tapahtuuko ilmakehässä salamointia, sillä planeettaa tutkineiden eri luotainten havainnot ovat ristiriidassa keskenään.

Venuksen näkyvässä valossa lähes piirteettömän kellertävä pilvikerros päättyy vasta yli 50 kilometrin korkeudella pinnasta ja se peittää pinnan täysin näkyvistä. Pilvet esiintyvät kolmessa erillisessä kerroksessa; kaksi ylintä koostuvat pienistä rikkihappopisaroista ja alin todennäkoisesti fosforihappoliuoksesta. Ylimmissä pilvikerroksissa on ultraviolettialueella havaittavissa tuhansien kilometrien kokoisia Y-kirjaimen muotoisia pilvimuodostelmia, jotka ovat varsin lyhytikäisiä mutta uusiutuvat jatkuvasti ja ovat siten pysyvä piirre planeetan kaasukehässä. Pilvet ovat varsin harvoja, ja niiden sisällä näkyvyys on useita satoja metrejä. Pinnalla näkyvyys on jo useita kilometrejä.

Kierto-ominaisuudet

Venuksen pyörähdysaika on 243 vuorokautta ja kestää siten kauemmin kuin yksi Venuksen vuosi (noin 224 vuorokautta). Tämän seurauksena kiertonopeus päiväntasaajalla on vain 6,52 kilometriä tunnissa. Lisäksi planeetta pyörii itsensä ympäri retrogradisesti eli vastakkaiseen suuntaan kiertosuuntaansa ja useimpiin muihin planeettoihin nähden. Syytä tähän ei tiedetä, mutta sen voi olla synnyttänyt törmäys suuren protoplaneetan kanssa Aurinkokunnan alkuaikoina. Myös Pluto pyörii retrogradisesti ja Uranus kyljellään näkökulmasta riippuen joko retrogradisesti tai normaaliin suuntaan. Venuksen keskietäisyys Auringosta on noin 110 miljoonaa kilometriä. Radan eksentrisyys (elliptisyys) on planeetoista pienin, alle 0,7 prosenttia, ja kaltevuus Maan suhteen noin 3,4 astetta sekä Auringon päiväntasaajan suhteen 3,86 astetta. Myös akselin kaltevuus on vähäinen, alle kolme astetta.

Vaiheet

Tiedosto:Venuksen vaiheet.png

Venuksen vaiheet.

Koska Venus kiertää Aurinkoa Maan radan sisäpuolella, on sillä Maasta käsin havaittavissa selkeät vaiheet, samaan tapaan kuin Kuulla. Ollessaan alakonjunktiossa lähimmillään Maata se näkyy kaukoputkella hyvin ohuena sirppinä – poikkeuksena ylikulku, jolloin planeetta kulkee suoraan Auringon editse. Ollessaan elongaatiossa näennäisesti suurimmassa kulmassa Aurinkoon nähden (45,0–47,8°) se näyttäytyy puoliksi valaistuna, itäisessä elongaatiossa iltatähtenä ja läntisessä elongaatiossa aamutähtenä. Planeetan siirtyessä yläkonjunktioon vastakkaiselle puolelle Aurinkoa se näkyy täysinäisenä, mutta kasvaneesta etäisyydestään johtuen yli kuusi kertaa alakonjunktionta pienempänä. Vaiheiden kierto kestää yhden Venuksen synodisen kiertoajan verran eli noin 584 päivää.

Kirkkaimmillaan Venus on keskimäärin 37 päivää ennen ja jälkeen alakonjunktion, jolloin 25 prosenttia planeetan pinnasta näkyy valaistuna. Tällöin sen kirkkaus on −4,4...−4,7 magnitudia. Himmeimmillään Venus on yläkonjunktiossa, jolloin sen kirkkaus laskee −3,5 magnitudiin.

Ylikulku

Vuoden 2004 ylikulku.

Katso myös pääartikkeli Venuksen ylikulusta.

Venuksen ylikulku tapahtuu, kun planeetta kulkee radallaan suoraan Maan ja Auringon välistä. Ilmiö on sama kuin auringonpimennyksessä, mutta Venuksen pienestä näennäisestä koosta johtuen se näkyy vain pienenä mustana kiekkona Auringon edessä.

Venuksen ylikulku on harvinainen tapahtuma, sillä sen ja Maan ratatason välinen kulma on 3,4 astetta. Siinä on havaittavissa tietty jaksollisuus, jossa kaksi ylikulkua seuraavat toisiaan hieman alle kahdeksan vuoden välein ja pareja erottavat vuoroin 121,5 ja 105,5 vuoden välit. Johannes Kepler ennusti ensimmäisenä ylikulun vuodelle 1631, mutta sitä ei havaittu. Kahdeksaa vuotta myöhemmin tapahtuneen ylikulun havaitsi ensimmäisenä Jeremiah Horrocks. Edellinen ylikulku tapahtui 8. kesäkuuta 2004, jolloin se oli havaittavissa myös Suomessa, ja seuraava tulee tapahtumaan vuonna 2012.

Ennen modernia tähtitiedettä Venuksen ylikululla oli tärkeä tieteellinen merkitys. Sen avulla voitiin parallaksista laskea Maan etäisyys Auringosta, sillä ylikulun alkuhetki vaihteli hieman maapallon eri puolilta havaittuna. Aiemmin oli pystytty määrittämään vain planeettojen suhteelliset etäisyydet, joten kokonaiskuva Aurinkokunnan koosta pystyttiin vihdoin hahmottamaan.

Havainnointi

Venus on normaalisti kolmanneksi kirkkain taivaankappale Auringon ja Kuun jälkeen. Se on huomattavasti kirkkaampi kuin kirkkain tähti Sirius ja näkyy jopa päivällä paljain silmin ollessaan lähellä elongaatiota, mikäli vain tietää tarkalleen mihin kohtaan taivasta katsoa. Yläkonjunktion aikaan ollessaan kauimmillaan Maasta Venus katoaa näkyvistä noin neljän kuukauden ajaksi, mutta alakonjunktion se ohittaa sen verran nopeasti, että se on havaittavissa aamutaivaalla jo muutaman päivän kuluttua katoamisestaan iltahämärään. Tehokkaalla kiikarilla ja harrastajatasoisella kaukoputkella voi nähdä Venuksen vaiheet, mutta tehokkaallakin kaukoputkella yksityiskohdat rajoittuvat vähäisiin kirkkauseroihin planeetan eri alueilla. Venuksen näennäinen läpimitta on yläkonjunktiossa 9–10 kaarisekuntia ja alakonjunktiossa 62–66 kaarisekuntia.

Tutkimus

Havainnot ennen avaruusaikaa

Venus on Kuun ja Auringon jälkeen taivaan kirkkain kohde, joten se on varmasti tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Eräs varhaisimmista tunnetuista tähtitieteellisistä asiakirjoista on Babyloniasta noin vuodelta 1600 eaa peräisin oleva havaintotaulukko, johon on merkitty planeetan ilmestymisajankohdat 21 vuoden ajalta. Babylonialaiset ja sumerit kutstuvat Venusta nimellä Dil-bat tai Dil-i-pat, Akkadiassa se oli puolestaan äitijumala Ishtarin tähti ja Kiinassa sekä lähikulttuureissa Metallitähti kiinalaisen viiden elementin filosofian mukaan.

Mayoille Venus oli tärkein taivaankappale, ja he kutsuivat sitä nimellä Chak ek, ’suuri tähti’. He havainnoivat planeetan liikkeitä tarkoin, myös päivällä, sillä he uskoivat sen sijainnin muiden planeettojen suhteen vaikuttavan elämän kulkuun maapallolla. He loivat uskonnollisen kalenterin, jossa esitettiin Venuksen täysi synodinen kierros (noin 584 päivää) viiden kierroksn jaksoissa.

Venusta on kutsuttu vanhastaan Aamutähdeksi ja Iltatähdeksi, koska se on usein aamu- ja iltataivaan huomattavin tähtitieteellinen kohde. Usein ei välttämättä ymmärretty, että kyse oli samasta kohteesta. Antiikin Kreikassa Iltätähteä kutsuttiin nimellä Hesperos, joka viittaa ilmestymiseen läntiselle taivaalle, ja Aamutähteä nimellä Fosforos, joka puolestaan viittaa itäiseen taivaaseen. Lopulta oivallettiin, että kysymyksessä oli sama kohde. Kunnia tästä havainnosta on usein annettu Pythagoraalle. 300-luvulla eaa Heraklides esitti, että Merkurius ja Venus kiertävät Aurinkoa Maan sijaan.

Uudella ajalla Galileo Galilei teki merkittävän havainnon nähdessään kaukoputkellaan Venuksen vaiheet vuonna 1610. Tämä oli tärkeä todiste Kopernikuksen Aurinkokeskisen maailmankuvan puolesta. Lisäksi Galilei havaitsi, että planeetan näennäinen läpimitta vaihteli siten, että se oli pienimmillään täysinäisenä ja suurimmillaan sirppinä.

Vielä 1800-luvulla uskottiin yleisesti, että Venuksen pyörähdysaika on noin 24 tuntia. Hitaampaa pyörimisnopeutta ehdotti ensimmäisenä italialainen tähtitieteilijä Giovanni Schiaparelli olettaen, että Venuksen pyöriminen oli Merkuriuksen tavoin lukittunut kiertoajan mittaiseksi. Tätä vahvisti se havainto, että Venus oli kääntynyt aina samaan suuntaan Maahan nähden ollessaan alakonjunktiossa. Olettamus ei pitänyt paikkansa kummankaan planeetan kohdalla, mutta osui varsin lähelle. Lopullinen tieto pyörähdysajasta saatiin 1960-luvulla, kun vuoden 1961 konjunktiosta lähtien planeettaa havainnoitiin tutkalla useista observatorioista käsin. Pyörähdysliikkeen retrogradisuus huomattiin vasta vuonna 1964.

Varhaiset lennot

Tiedosto:Venera 4.jpg

Venera 4.

Venukseen on tehty kaikista planeetoista eniten miehittämättömiä lentoja, joista Neuvostoliiton Venera-ohjelman (1961–1983) luotaimia laskeutui myös planeetan pinnalle. Ensimmäinen Venuksen ohilennon tehnyt avaruusluotain, Neuvostoliiton Venera 1, oli myös ensimmäinen toiselle planeetalle lähetetty avaruusluotain. Yhteys luotaimeen katkesi kuitenkin ennen ohilentoa, joka tapahtui vuonna 1961. Ensimmäisen onnistuneen ohilennon teki yhdysvaltain Mariner 2 vuonna 1962. Se mittasi Venuksen magneettikenttää ja pinnan lämpötilaa.

Vuonna 1966 Venera 3 iskeytyi Venuksen pintaan. Siitä tuli ensimmäinen avaruusluotain toisen planeetan pinnalla. Sen sisarluotain Venera 2 lakkasi toimimasta liikakuumenemisen takia ennen ohilentonsa suorittamista. 18. lokakuuta 1967 Venera 4 -luotaimesta tuli ensimmäinen suoraan toiselta planeetalta mittaustuloksia lähettänyt laite, kun se tutki Venuksen ilmakehän painetta, lämpötilaa, tiheyttä ja koostumusta. Ilmakehän hiilidioksidipitoisuudeksi saatiin 95 prosenttia ja paineeksi paljon odotettua suurempi tulos, 75–100-kertainen Maan ilmakehään nähden. Tutkimustuloksia tarkensivat Venera 5 ja 6 toukokuussa 1969, mutta nekään eivät saavuttaneet planeetan pintaa: Venera 4:n akut loppuivat, kun laskeutuja oli yhä leijumassa alaspäin tiheää kaasukehää; 5 ja 6 puolestaan tuhoutuivat korkeassa paineessa jo 18 kilometrin korkeudella pinnasta.

Ensimmäinen onnistunut laskeutuminen pinnalle tapahtui 15. joulukuuta 1970, kun Venera 7 -luotain lähetti tietoa takaisin Venuksen pinnalta. Se mittasi pinnan lämpötilaksi 455–475 °C. Venera 8 laskeutui 22. heinäkuuta 1972. Venera 9 saapui Venuksen kiertoradalle 22. lokakuuta 1975, jolloin siitä tuli planeetan ensimmäinen satelliitti. Se oli varustettu kameroilla ja spektrometrillä, ja se lähetti tietoa planeetan pilvistä, ionosfääristä, magneettikentästä ja myös pinnasta tutkan avulla. Noin 135-kiloinen laskeutuja irtosi luotaimesta, teki useita mittauksia laskeutumisen aikana ja lähetti ensimmäiset kuvat Venuksen pinnalta. Kolme päivää Venera 9:n jälkeen saapui Venera 10 suorittamaan samoja tehtäviä.

Pioneer

Vuonna 1978 NASA lähettä kaksi Pioneer-luotainta kohti Venusta. Toinen luotaimista oli Pioneer Venus Orbiter, joka saapui elliptiselle kiertoradalle 4. joulukuuta. Se teki 17 koetta ja otti valokuvia planeetasta, kunnes sen kiertoradalla pitänyt polttoaine loppui ja se tuhoutui syöksyessään kaasukehään elokuussa 1992. Pioneer Venus Multiprobe sisälsi yhden suuren ja kolme pientä laskeutujaa, jotka saapuivat kaasukehään 9. joulukuuta. Yksi laskeutujista selvisi odotuksien vastaisesti 45 minuuttia pinnalla.

Venera 11–16 ja Vega

Myös Neuvostoliitto lähetti 1978 Venukseen kaksi luotainta, Venera 11 ja 12. Ne pudottivat laskeutujansa ohittaessaan planeetan 21. ja 25. joulukuuta. Laskeutujat sisälsivät värikamerat sekä maaperän tutkimiseen tarkoitetun poran ja analysaattorin, jotka menivät kuitenkin epäkuntoon. Ne havaitsivat kuitenkin klooria ja rikkiä sekä voimakasta salamointia pilvikerroksessa.

Tiedosto:Venera 13 color panorama.jpg

Venera 13 -luotaimen laskeutujan 1. maaliskuuta 1982 ottama panoraamakuva Venuksen pinnasta. Kuvassa näkyy osa laskeutujaa sekä litteitä basalttilaattoja ja maaperää. Pieni pallonmuotoinen kappale on kameran suojus.

Venera 13 ja 14 saapuivat Venukseen 1. ja 5. maaliskuuta 1982 samalla toimintaohjelmalla kuin edeltäjänsä, ja tällä kertaa kaikki laitteet toimivat. Pinnasta saatiin ensimmäiset värikuvat, ja röntgenfluoresenssianalyysin perusteella todettiin pinnalla olevan basaltin tapaista kiveä. 10. ja 11. lokakuuta 1983 saapuivat Venera-ohjelman viimeiset luotaimet 15 ja 16 polaariselle kiertoradalle planeetan ympäri. Venera 15 analysoi ilmakehää Fourier-spektrometrillä ja molemmat luotaimet kartoittivat planeetan pohjoista kolmannesta tutkan avulla. Tulokset antoivat ensimmäisen yksityiskohtaisen kuvan Venuksen pinnan geologiasta, ja planeetan suuret kilpitulivuoret, koronat ja araknoidit löydettiin.

Kesäkuussa 1985 venäläiset luotaimet Vega 1 ja 2 kohtasivat Venuksen ja lähettivät sen pinnalle laskeutujat, jotka keskittyivät pilvikerrosten koostumuksen ja rakenteen tutkimiseen. Ne havaitsivat kolmessa erillisessä pilvikerroksessa koostumuseroja. Myös pintaa tutkittiin jälleen poran ja spektrometrin avulla. Luotaimista irtosi myös kaksi eräänlaista säähavaintopalloa, jotka leijuivat noin 53 kilometrin korkeudella pinnasta kymmenien tuntien ajan tutkien tuulta ja ilmakehän ominaisuuksia tällä korkeudella ja havaiten odotettua enemmän turbulenssia ja konvektiovirtauksia. Ajoittain pallot kohtasivat 1–3 kilometrin syvyisiä ”ilmakuoppia”. Vega-luotaimet jatkoivat matkaansa kohti Halleyn komeettaa, jonka ne saavuttivat yhdeksän kuukauden kuluttua ja jota varten luotaimissa oli 14 lisätutkimuslaitetta.

Magellan

Elokuussa 1989 NASAn lähettämä Magellan-luotain saapui Venusta kiertävälle radalle. Se kiersi planeetan 7,3 kertaa päivässä kuvaten sen pintaa 17–28 kilometrin levyisinä kaistaleina. Kaistaleita tarvittiin yhteensä noin 1800 koko planeetan pinnan kattamiseksi. Lopulta noin 98 % pinnasta saatiin kuvattua ja siitä 22 % stereokuvana, josta pystyttiin tekemään tietokoneella kolmiulotteisia malleja pinnanmuodoista. Magellanin tutkakuvat ovat tarkimpia ja kattavimpia, mitä tähän mennessä on Venuksesta saatu.

Ensimmäiset kuvat vastanotettiin noin vuosi saapumisen jälkeen, ja syyskuussa 1990 aloitettiin järjestelmälliset kartoitustoimet. Ensimmäinen kuvaussarja, jossa kartoitettiin 84 % pinnasta, saatiin valmiiksi toukokuussa 1991. Toisessa sarjassa, joka alkoi tammikuussa 1992, kuvattiin pintaa toisesta kulmasta kolmiulotteisen käsityksen aikaansaamiseksi. Kolmas sarja keskeytyi päivää suunniteltua aikaisemmin syyskuussa 1992 laitteisto-ongelmien takia, mutta siihen mennessä lähes koko pinta oli saatu jo kuvattua. Sarjat 4, 5 ja 6 keräsivät tietoa Venuksen painovoimasta, mitä varten luotain jarrutti alimmalle mahdolliselle vakaalle radalle. Viimeisten kokeiden jälkeen lokakuussa 1994 Magellan ohjattiin syöksymään Venuksen kaasukehään, jossa se höyrystyi suurimmaksi osaksi.

1990-luvun ohilennot

Tiedosto:Venus Galileo.jpg

Venus näkyvässä valossa Galileo-luotaimen kuvaamana.

Useat muihin Aurinkokunnan osiin matkalla olleet luotaimet ovat kulkeneet Venuksen ohitse käyttäen planeettan painovoimaa eräänlaisena sinkona lisävauhdin saamiseksi. Tällaisia luotaimia ovat olleet muun muassa Jupiteriin matkalla ollut Galileo sekä Saturnukseen matkannut Cassini-Huygens, joka teki kaksi ohilentoa. Tutkiessaan Venuksen lähettämää radiosäteilyä se ei havainnut lainkaan korkeataajuisia radioaaltoja (0,125–16 MHz), jotka normaalisti yhdistetään salamointiin. Havainto on siten ristiriidassa Venera-laskeutujien mittaustulosten kanssa. On mahdollista, että salamointi tapahtuu matalemmilla taajuuksilla kuin Maassa, sillä alle 1 megahertsin taajuiset radiosignaalit eivät pysty läpäisemään Venuksen ionosfääriä. Galileo havaitsi merkkejä salamoinnista, mutta koska luotain ohitti Venuksen 60 kertaa Cassinia kauempaa, ovat sen tulokset arvoltaan vähäisempiä.

Tulevaisuuden projekteja

ESA aikoo lähettää Venus Express -luotaimen tutkimaan Venuksen ilmakehää ja pintaa kiertoradalta käsin syksyllä 2005. Kartoituksen on tarkoitus kestää noin kaksi Venuksen vuorokautta. Venuksen ohituksia tulevat tekemään Merkuriukseen lähetetty NASAn MESSENGER-luotain sekä ESAn ja JAXAn suunnittelemat BepiColombo-luotaimet.

Venus tieteiskirjallisuudessa

Ennen avaruusluotainten havaintoja tieteiskirjallisuudessa Venusta pidettiin Maankaltaisena planeettana. Se kuviteltiin usein märäksi sademetsien ja soiden peittämäksi maailmaksi. C. S. Lewisin Perelandrassa Venus taas kuvataan idylliseksi valtamerien peittämäksi planeetaksi.

Aurinkokunta