Vénusz

[[Fájl:|25px]] Vénusz
[[Fájl:|250px]]
Névadó	Venus
Pályaadatok
Epocha	J2000.0
Aphélium távolsága	108 941 849 km 0,728 231 28 CsE
Perihélium távolsága	107 476 002 km 0,718 432 70 CsE
Fél nagytengely	108 208 926 km 0,723 331 99 CsE
Pálya kerülete	680 000 000 km 4,545 CsE
Pálya excentricitása	0,006 773 23
Orbitális periódus	224,7 nap 19 414 148 s
Sziderikus keringési idő	224,700 69 nap (0,615 197 0 év)
Szinodikus periódus	583,92 nap[1]
Min. pályamenti sebesség	34,784 km/s
Átl. pályamenti sebesség	35,020 km/s
Max. pályamenti sebesség	35,259 km/s
Közepes anomália	50,115°
Inklináció	3,394 71° (3,86° a Nap egyenlítőjéhez képest)
Felszálló csomó hossza	76,680 69°
Központi égitest	Nap
Holdak	nincs
Fizikai tulajdonságok
Átlagos átmérő	12 103,6 km
Egyenlítői sugár	6 051,8 km[2] (a földi 0,94-szerese)
Lapultság	< 0.000 2[2]
Felszín területe	4,60×108 km2 (a földi 0,902-szerese)
Térfogat	9,28×1011 km3 (a földi 0,857-szerese)
Tömeg	4,8685×1024 kg (a földi 0,815-szerese)
Átlagos sűrűség	5,204 g/cm3
Felszíni gravitáció	8,87 m/s2 (0,904 g)
Szökési sebesség	10,36 km/s
Sziderikus forgásidő	-243,0185 nap
Forgási sebesség	6,52 km/h (az egyenlítőnél)
Tengelyferdeség	2,64°
Az égitest északi égi pólusának rektaszcenziója	272,76° (18 h 11 min 2 s)[3]
Albedó	0,65[1]
Felszíni hőmérséklet
Min.	720 K Felszín ‒180 °C A felhők tetején
Átl.	735 K[4][5] Felszín 120 °C A felhők tetején
Max.	773 K Felszín 240 °C A felhők tetején
Látszólagos fényesség	-4,8
Atmoszféra
Felszíni nyomás	9,2 MPa
Összetevők	~96,5% szén-dioxid ~3,5% nitrogén 0,015% kén-dioxid 0,007% argon 0,002% vízpára 0,0017% szén-monoxid 0,0012% hélium 0,0007% neon nyomokban karbonil-szulfid nyomokban hidrogén-klorid nyomokban hidrogén-fluorid
A Wikimédia Commons tartalmaz Vénusz témájú médiaállományokat.
WL entity
Sablon • Wikidata • Segítség

Ez a szócikk a bolygóról szól. Hasonló címmel lásd még: Vénusz (keresztnév).

A Vénusz a második bolygó a Naptól, keringési ideje 224,7 földi nap. Nevét Venusról, a szerelem római istennőjéről kapta. A Hold után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, látszólagos fényessége -4,6 m. Maximális fényességnél nappal is megfigyelhető. Mivel a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, ezért nagyjából a Nappal egy irányban látható, legnagyobb kitérése 47,8° lehet, ezért vagy pár órával a Nap után nyugszik, vagy pár órával előtte kel, ezért hívják Esthajnalcsillagnak. A kalauz csillagok közé tartozik, hiszen segítette az embereket utazásaik során a tájékozódásban. Emiatt nagyon népszerűvé vált és szívesen adtak különféle hangzatos neveket neki, külön a reggel látható és külön az esti Vénusz számára. A magyar csillagnevek gyűjtése során főként az állattartással kapcsolatos nevei maradtak fent, hiszen a pásztorok számára nagy segítséget nyújtott a tájékozódásban.

Bővebben: Népi csillagnevek listája

A Vénusz a Naprendszer egyetlen olyan bolygója, mely női alakról, kapta a nevét. Ezen kívül csak három törpebolygó — a Ceres, az Eris és a Haumea visel még női nevet.

Föld-típusú bolygónak számít, néha a Föld testvérbolygójának is hívják, mivel a két bolygónak hasonló a mérete, a gravitációs ereje és a tömege. Áttetsző, nagy fényvisszaverő képességű kénsav tartalmú felhőréteg takarja el a fény elől a felszínt. Ez sokáig olyan találgatásoknak adott alapot, melyekre a planetológia csak a 20. század folyamán tudta megadni a helyes választ. A kőzetbolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb légköre, amelyet főleg szén-dioxid alkot. A légköri nyomás a földi 92-szerese. Hiányzik a szén körforgása, mely biztosítaná, hogy a felszabadult szén visszakerüljön a sziklákba és más felszíni képződményekbe, s a szerves élet hiánya miatt nem jöhet létre ezt elnyelő biomassza sem. Olyan meleg van a felszínen, hogy az egyes feltételezések szerint a felszínen valaha létezett, a földihez hasonló óceánok régen elpárologtak. A helyén csak sivatagszerű síkságok és szikladarabok maradtak. A leginkább elfogadott elmélet szerint az elpárolgott víz kivált, és a bolygó mágneses terének hiányát kihasználva a napszél szétterítette az űrben a hidrogénrészecskéket.^[6]

A felszínt csak az utóbbi 22 évben a Magellán projekt keretében térképeztek fel. Kiterjedt vulkanizmus nyomait mutatja és a légkörben megtalálható kén több szakértő véleménye szerint napjainkban is aktív vulkanikus folyamatokra utal. Az azonban talány, hogy miért nem kapcsolódik egyik látható kalderához sem lávaömlés nyoma. A kevés becsapódási kráter arra utal, hogy a felszín fiatal, körülbelül félmilliárd éves. A bolygón nincs lemeztektonikára utaló jel, ami abból fakadhat, hogy kérge túl kemény ahhoz, hogy szubdukció menjen végbe.

A Vénusz a Naprendszer négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650 km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagy mértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka széndioxid, a fennmaradó nagyjából 3% pedig nitrogén.^[7]

A szeizmikus adatok és a tehetetlenségi állapotra vonatkozó adatok hiányában kevés közvetlen információ áll rendelkezésre a belső szerkezetről és annak geokémiájáról.^[8] A Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt azonban feltételezhető, hogy a Földéhez hasonló a felépítése: mag, köpeny, kéreg. A Földéhez hasonlóan a Vénusz magját is legalább részben folyékonynak vélik. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik lemeztektonika, feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára.^[9]

Fájl:Map of Venus.jpg

A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az Ausztrália méretű Ishtar Terra, ami a babilóniai szerelemistenről, Istárról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a Maxwell Montes. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a Dél-Amerika méretű Aphrodite Terra, aminek a nevében a görög istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el.^[10]

A kőzetbolygókra jellemző becsapódási kráterek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak.^[11] Ezek között megtalálhatóak a farranak nevezett palacsinta alakú, 20 – 50 km átmérőjű és 100 – 1000 m magasságú lapos felszínű vulkáni alakzatok, a novae-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek az arachnoidok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugár irányú és koncentrikus repedések és a coronae-k melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek.

Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el.^[12] A kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely James Clerk Maxwell nevét viseli, és két fennsík, az Alfa-régió és a Béta-régió. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszert a Nemzetközi Csillagászati Unió, a bolygók nomenklatúrájának kialakításával foglalkozó szervezet elkezdett volna ezen dolgozni.^[13]

A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a nullmeridiánt használják, mely definíció szerint az Éva nevű oválisképződménynek a radarral megvilágított területén áthaladó hosszúsági tengely. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.^[14][15]

Fájl:Venussmall.jpg

A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán melyek nek átmérője a 100 km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a Hawaii Nagy Sziget.^[16] Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul szubdukcióval a tektonikai lemezek határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik.^[16]

Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet Venyera-program keretében kiküldött Venyera-11 és Venyera-12 űrszondák állandó villámlásokat észleltek, a Venyera-12 leszállás után egy erős dörgést is regisztrált. Az Európai Űrügynökség Venus Express nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó villámlást.^[17] A Földön ilyen jelenségek zivatarok során jönnek létre. A Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni kénsav esőt, de ez 25 km magasságban elpárolog), ezért valószínűleg vulkánkitörésekből származó vulkáni hamu hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra kén-dioxid koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez 1978 és 1986 között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg.^[18]

A Vénuszon nagyjából 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint amilyen a Föld vagy a Hold, a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak meg. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. Azonban a Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín.^[19] A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénuszról viszont úgy gondolják, nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ennek következtében 100 millió évenként a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget.^[16]

A vénuszi kráterek átmérője 3 és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek, ugyanis a kisebb kinetikus energiával rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert.^[20]

A Vénusz légköre igen sűrű, melynek nagy része szén-dioxid, kisebb része nitrogén. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az óceánokban 1 km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65 kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO₂-tartalma és a vékony kén-dioxidfelhők miatt itt a Naprendszerben a legnagyobb az üvegházhatás, s ennek hatásaként a felszíni hőmérséklet 460 °C fölött van.^[21] Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a Merkúr felszínén, mert itt a minimumhőmérséklet -220 °C a maximum pedig 420 °C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő mértéke kevesebb, mint 1%). Ezek miatt a hőindex 450 °C és 480 °C között van.

Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre sokkal jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínen, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre inkább gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya.^[22] A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, s port és kisebb köveket is szállít magával. Ez magában is akkora gondot jelentene az embernek a hő okozta probléma nélkül is, hogy nem tudna sétálni a bolygó felszínén.^[23] A sűrű CO₂ légréteg fölött vékony felhőréteg van, melynek részei kicsi, kén-dioxid és kénsav tartalmú cseppekből állnak.^[24][25] Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az űrbe, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljék. Az állandó felhőtakaró következtében annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz mint a Föld, felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300 km/h-s szél járja körbe a bolygót.^[26]

A Pioneer Venus Orbiter (1980) adatai alapján a Vénusz mágneses tere sokkalta gyengébb és kisebb, mint a Földé, s ez is inkább az ionoszféra és a napszél kölcsönhatásának tudható be, mintsem a dinamó-effektus következményének.^[27] Megjegyzendő, hogy a Föld mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a kozmikus sugárzástól, illetve a napszél-eróziótól.

A Vénusz belső mágneses terének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és konvekció. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég lenne dinamó keletkezéséhez.^[28][29] Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérsékletkülönbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek vagy a mag mostanra már teljesen megszilárdult.

A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3,8 és -4,6 m között változik. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47°.^[30]

A Vénusz Nap körüli keringésén minden 584. napon utoléri a Földet, ezért vagy az esti égbolton, vagy a reggeli égbolton látható. Legnagyobb fényességénél szinte lehetetlen nem megtalálni. Nagy elongációnál napnyugta után még sokáig megfigyelhető. Mint a legfényesebb pontszerű objektumot az égbolton, sokszor azonosítatlan repülő tárgynak vélik.

A Nap körüli keringés miatt a Vénusz hasonló fázisokat mutat, mint a Hold. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros Vénusz-átvonulásra – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó konjunkciója a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás 2004. június 8-án volt, a következő 2012-ben lesz. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a csillagászati egység és ennélfogva a Naprendszer méretét.

Galilei a 17. század elején fedezte fel, hogy a Vénusznak hasonló fázisai vannak, mint a Holdnak. Ez csak úgy lehetséges, hogy a Vénusz a Nap körül kering, vagyis a megfigyelés ellentmondott a Naprendszer geocentrikus modelljének.^[31]

A Vénusz légkörét Johann Schröter fedezte fel 1790-ben, amikor megfigyelte, hogy a növekvő Vénusz korai időszakában a vékony félkör a sűrű légkörben szóródó napfény miatt 180°-nál nagyobb volt. Később Chester Smith Lyman teljes gyűrűt figyelt meg a bolygó éjszakai oldala körül alsó konjunkcióban, ami újabb bizonyíték volt a légkör jelenlétére.^[32] A sűrű légkör miatt nehezen lehet meghatározni a bolygó forgási periódusát.

A 20. századig nagyon keveset tudtunk a Vénuszról. Jellegtelen, egybefüggő felhőtakarója miatt nem lehetett tudni, mi van a felszínen. Ez csak a spektroszkópiai, radar és UV vizsgálatokkal vált lehetővé. Az első UV megfigyelést az 1920-as években végezték, amikor Frank E. Ross felfedezte, hogy az UV képeken sokkal több részlet látható, mint az optikai vagy az infravörös tartományban készült képeken.^[33]

Az 1900-as évek spektroszkópiai vizsgálatai szolgáltattak először bizonyítékot a Vénusz forgására. Vesto Slipher megpróbálta mérni a Vénuszról érkező fény Doppler eltolódását, de nem észlelt forgást. Szerinte a bolygónak sokkal hosszabb a forgási periódusa, mint azt korábban gondolták.^[34] Az 1950-es években végzett megfigyelések kimutatták, hogy a forgás retrográd (vagyis a Föld forgásával ellentétes irányú). A Vénuszt először az 1960-as években vizsgálták radarral. A forgási periódusra akkor kapott értékek hasonlóak voltak, mint a ma elfogadott értékek.^[35]

Az 1970-es évek radarvizsgálatai derítettek fel először felszíni részleteket. Rádióimpulzusokat küldtek a bolygó felé az Arecibo Obszervatórium 300 méteres rádióteleszkópjával. A visszaverődő hullámok két nagyobb visszaverő területet jeleztek, melyeket Alpha és Beta régiónak nevezték el. Egy másik fényes terület volt a Maxwell Montes.^[36] Jelenleg csak ezeknek az alakzatoknak nincs női nevük a Vénuszon. A Földről készített legjobb radarképek felbontása 5 km-nél gyengébb. Részletes vizsgálatot csak az űrből lehet végezni.

Az első űrszonda a Vénuszhoz az 1961. február 12-én indított Venyera-1 volt, a szovjet Venyera-program első űrszondája. A Venyera-1 közvetlen becsapódási pályára állt, de a kapcsolat a repülés hetedik napján megszakadt, 2 millió km-re a Földtől. Becslések szerint 100 000 km-re repült el a Vénusz mellett május közepén.

Az Egyesült Államok vénuszkutatási programja is rosszul kezdődött a Mariner-1 elvesztésével. A Mariner-2 sikeresebb volt, 109 napos átmeneti pálya után 1962. december 14-én elsőként közelítette meg a Vénuszt, 34 833 km-re. Mikrohullámú és infravörös radiométerei kiderítették, hogy felszín nagyon forró, legalább 425 °C.

A Venyera-3 szonda 1966. március 1-jén becsapódott a Vénuszba. Ez volt az első emberalkotta tárgy, amely elérte egy idegen bolygó légkörét és felszínét, azonban a meghibásodott kommunikációs rendszer miatt nem érkeztek adatok. A következő megközelítést 1967. október 18-án a Venyera-4 végezte, amely leereszkedett a légkörbe és méréseket végzett. A mérések szerint a felszín hőmérséklete 500 °C, a légkör 90–95%-a szén-dioxid. Az atmoszféra sokkal sűrűbb volt, mint azt a Venyera-4 tervezői gondolták, és a lassúbb ereszkedés miatt az akkumulátorok még azelőtt kimerültek, hogy a szonda elérte volna a felszínt.

Egy másik űrszonda a Mariner-5 volt, amely kevesebb, mint 4000 km-re közelítette meg a bolygót 1967. október 19-én. A Mariner-5 eredetileg a Mariner-4 Mars-szonda tartaléka volt, de az utóbbi sikere miatt átalakították, és a Vénuszhoz küldték. A Venyera-4 és a Mariner-5 adatait nemzetközi együttműködés keretében egy szovjet–amerikai kutatócsoport vizsgálta meg a következő év folyamán.

1970. december 15-én a továbbfejlesztett Venyera-7 belépett a Vénusz légkörébe és épségben elérte a felszínt. 23 percig küldött hőmérsékleti adatokat, ezek voltak az első mérések egy idegen bolygó felszínéről. A Venyera-program folytatódott a Venyera-8-cal, amely már 50 percig mért a felszínen, a Venyera-9 és a Venyera-10 elkészítette az első képeket a tájról.

Közben az amerikai Mariner-10 1974. február 5-én a Merkúrhoz vezető pályáján gravitációs hintamanővert végzett a Vénusz mellett, ahonnan 4000 képet küldött vissza. A látható fényben készített képeken nem látszott semmilyen sajátosság a bolygón, UV fényben azonban kirajzolódtak a felhőrendszerek.^[37]

Az amerikai Pioneer Venus-program két különálló küldetésből állt.^[38] A Pioneer Venus Orbiter 1978. december 4-én állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt egy radarral. A Pioneer Venus Multiprobe összesen öt szondát engedett le a légkörbe 1978. december 9-én, amelyek adatokat gyűjtöttek a légkör összetételéről és a szélsebességről.

A következő négy évben további négy Venyera küldetést hajtottak végre. A Venyera-11 és Venyera-12 elektromos viharokat észlelt, a Venyera-13 és Venyera-14 színes képeket készített a felszínen. A Venyera-program 1983-ban fejeződött be a Venyera-15 és Venyera-16 radartérképező repülésével.

1985-ben a Halley-üstököshöz vezető úton két szovjet Vega űrszonda leszálló egységeket és ballonokat engedett le a Vénuszra. A ballonok 53 km magasságban 46 órán át működtek, ahol a nyomás és a hőmérséklet nagyjából akkora, mint a Föld felszínén.

1989. május 4-én indították az amerikai Magellan űrszondát a Vénusz radarral történő teljes feltérképezésére. A 4-5 éves küldetésen készített nagy felbontású radarképek minden korábbit felülmúltak, és a más bolygókról készített optikai képekkel voltak összehasonlíthatók. A Magellan a felszín 98%-át térképezte fel, majd 1994-ben belépett a légkörbe és megsemmisült. A Vénuszt közelrepülések során megfigyelte a Galileo és a Cassini űrszonda is, de ezután közel egy évtizedig nem küldtek űrszondát kifejezetten a Vénusz vizsgálatára.

2005. november 9-én indult és 2006. április 11-én állt poláris pályára a Vénusz körül az európai Venus Express űrszonda. Részletesen tanulmányozza a légkört, a felhőket, feltérképezi a bolygó plazmakörnyezetét és a felszíni tulajdonságokat. A küldetés legalább 500 napig tart, két vénuszi éven keresztül.^[39] Tervezés alatt van az orosz Venyera-D űrszonda.

A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található.^[40] Konkrét személyek közül Jászai Mari színésznő, Klafsky Katalin operaénekes és báró Orczy Emma regényíró nevét viseli kráter.

• Vénusz-hírek A Hírek.Csillagászat.hu rovata