miniatura|Figura 1: la complexa superfície de Venus. La geologia de Venus ofereix característiques superficials impressionants, que contrasten tant per la seva bellesa com per la seva raresa (figura 1). La major part del que sabem, actualment, sobre la seva superfície prové d'observacions de radar —principalment— mitjançant les imatges enviades per la sonda Magallanes (Magellan) des del 16 d'agost del 1990 fins a finalitzar la seva cobertura fotogràfica en el tercer cicle de mapatge, el dia 14 de setembre del 1992, quan la nau va tenir algunes anomalies. En total, es mapà el 98% de la superfície venusiana, del qual el 22% correspon a imatges estèreos.
La superfície de Venus, coberta per una densa atmosfera (figura 2), presenta clara evidència d'una activitat volcànica molt activa en el passat: volcans en escut i volcans composts com els que es troben a la Terra.
No obstant això, a diferència de la Lluna, Mart o Mercuri, que han sofert un intens període de craterització, Venus té una baixa densitat de cràters d'impacte, però sí que en presenta alguns d'una grandària mitjana a una de gran, i això s'explica per la densa atmosfera del planeta, que n'ha desintegrat els meteorits de menor envergadura.
Altres de les característiques extraordinàries del planeta són allò que, per la seva aparença es diuen coronae (en llatí, «corones») i altres figures conegudes com a aracnoides per la seva semblança als aràcnids. També s'hi troben llargs rius de lava, evidència d'erosió eòlica i d'un tectonisme important que, en el seu conjunt, fan de la superfície de Venus una de les més complexes (figura 3).
Malgrat que Venus és el planeta més proper a la Terra -uns 40 milions de quilòmetres en conjunció inferior- i té una gran similitud amb la Terra, tota semblança hi és externa: cap sonda no ha pogut sobreviure més d'unes quantes hores sobre la seva superfície a causa que la pressió atmosfèrica n'és unes 90 vegades la de la Terra, a més, la temperatura ronda els 450 °C, la qual és, en gran manera, ocasionada per l'efecte d'hivernacle (figura 2), proveït per una atmosfera constituïda, principalment, de diòxid de carboni (96,5%).
lang=ca|center|frame|Figura 2: efecte d'hivernacle a Venus. Les observacions de sondes espacials i les realitzades des de la Terra amb telescopis mostren que el patró en forma de I que generen els núvols es deu al fet que les capes superiors es desplacen al voltant del planeta una vegada cada 4 dies, la qual cosa suggereix la presència de vents de fins a 500 km/h, per la qual cosa es creu que és un important factor en la modificació del terreny.
El coneixement de la superfície de Venus abans de la missió Magellan Després de la Lluna, Venus va ser el segon objecte del sistema solar a ser explorat per radars de la Terra. Els primers estudis se'n van realitzar el 1961, mitjançant el sistema d'antenes de la Xarxa d'Espai Profund, pertanyents a l'Estació Goldstone de la NASA. En les següents conjuncions inferiors, Venus va ser observat tant pels radars de Goldstone com pels de l'Observatori d'Arecibo del Centre Nacional d'Astronomia i Ionosfera. Els estudis duts a terme van ser anàlegs al mesurament del temps dels trànsits meridians, la qual cosa va permetre comprendre, el 1963, que la rotació de Venus era retrògrada, és a dir, que gira sobre el seu propi eix en sentit oposat a la direcció del moviment orbital. Els radars també van permetre determinar que la rotació de Venus era de 243,1 dies sobre el seu eix, el qual està gairebé perpendicular respecte al seu pla orbital. També es va establir que el radi del planeta era de 6.052 km, uns 70 km menys que el que s'havia estipulat amb els telescopis terrestres.
L'interès de les característiques geològiques de Venus es va veure impulsat amb el refinament de les tècniques d'imatges durant el període del 1970-1985. Els primers estudis de radar simplement suggerien que la superfície de Venus era més compactada que la polsegosa superfície de la Lluna. Les primeres imatges de radar preses des de la Terra mostraven un planeta amb regions molt brillants, que van rebre el nom d'Alfa, Beta, i Maxwell; amb la millora de les imatges de radar, la qualitat de resolució va arribar fins a un nivell d'1-2 quilòmetres.
Des del començament de l'era espacial, Venus va ser considerat com una destinació segura per a futurs aterratges. Cada oportunitat de llançament es va espaiar en períodes de 19 mesos i, des de 1962 fins a 1985, s'hi van utilitzar totes les oportunitats, primer enviant naus de reconeixement.
El 1962, la Mariner 2 va volar sobre Venus, i va ser el primer objecte fet pels humans a transmetre reeixidament dades des d'un altre planeta. El 1965, la Venera 3 va xocar contra la seva superfície i va esdevenir, així, la primera sonda espacial a arribar a una superfície planetària. El 1967, la Venera 4 es va convertir en la primera sonda a enviar dades des de l'interior de l'atmosfera venusiana i, finalment, el 1970, la sonda Venera 7 va completar el primer aterratge sobre Venus.
Al febrer del 1974, la sonda Mariner 10 va sobrevolar Venus en el seu camí de trobada amb Mercuri, i va fotografiar l'atmosfera ultraviolada venusiana, a més de realitzar amb èxit altres estudis atmosfèrics.
El 1975, la Venera 9 va transmetre les primeres imatges de la superfície de Venus i va dur a terme un experiment de rajos gamma sobre les roques del lloc d'aterratge. Més tard, el mateix any, la Venera 10 n'enviaria altres imatges de la superfície.
El 1978, la Pioneer 12 (també coneguda com a Pioneer Venus) va volar sobre Venus i va completar els primers mapes d'altimetria i gravetat en franges situades dins de les latituds de 78 a 63 graus. Les dades d'altimetria tenien una precisió de 100 metres.
La Pioneer Venus va llançar quatre sondes dins de l'atmosfera venusiana i va permetre, al costat de les dades de les sondes anteriors, determinar que la temperatura de Venus era d'aproximadament d'uns 460 °C i que la pressió atmosfèrica era unes 90 vegades més intensa que la de la Terra. D'aquesta manera, es confirmaven els càlculs obtinguts per les anàlisis de radioemissió que havien estat realitzats amb anterioritat per les sondes espacials. El 1981, la Venera 13 va enviar-ne la primera imatge en color de la superfície (figura 5) i hi va dur a terme una anàlisi de la fluorescència dels rajos X en una mostra excavada. En total, la sonda va romandre uns 127 minuts sobre l'abrasadora superfície de Venus. Tot un rècord. També en 1981, el lander (mòdul d'aterratge) de la Venera 14 va detectar possibles moviments sísmics a l'escorça del planeta.
El 1983, els orbitadors Venera 15 i 16 van fer un pas més important en el treball començat per la Pioneer Venus Orbiter, en adquirir imatges de radar i dades d'altimetria de major precisió sobre les latituds nord del planeta. Les imatges tenien una resolució d'1-2 quilòmetres, comparables a les millors obtingudes amb radars terrestres. Les dades d'altimetria tenien un factor de resolució superior equivalent a 4 del de la Pioneer. El 1985, amb l'eufòria del cometa 1P/Halley, els soviètics van llançar-hi dos mòduls d'aterratge Vega. Els landers 1 i 2 van deixar anar cadascun un globus d'heli a una altura de 50 km sobre la superfície de Venus i, així, van poder estudiar la dinàmica de la seva atmosfera en la seva secció més activa.
Totes aquestes sondes van contribuir a l'adquisició de dades necessàries per a aconseguir l'èxit de la sonda Magellan, amb la qual es van conèixer els aspectes més íntims de la geologia de Venus.
Magallanes estudia la geologia de Venus Llançada el 4 de maig del 1989 a bord del transbordador Atlantis, la sonda Magellan va ser posada en òrbita terrestre fins al moment en què el motor de la seva etapa superior inercial li donés l'embranzida necessària per a situar-la en una trajectòria de transferència cap a Venus. El 10 d'agost, la Magellan va arribar a Venus, i va començar a prendre'n imatges en radar. A cada dia va completar 7,3 òrbites d'imatges de Venus. Cada òrbita tenia una franja de cobertura de 20 a 25 quilòmetres d'amplària i uns 70.000 km de llargària. La cobertura de tot el planeta va requerir 1.800 franges d'imatges, les quals es van combinar en un mosaic per produir una imatge coherent.
miniatura|Figura 3: mapa de Venus realitzat per la sonda Pioneer Venus. Les primeres imatges de Venus van ser rebudes el 16 d'agost de 1990 i les operacions de mapatge rutinari van començar el 15 de setembre del 1990. El primer cicle de mapatge (cicle 1) va durar 243 dies terrestres, el temps que li costa a Venus girar sobre el seu propi eix sota el pla orbital de la nau. El cicle 1 va acabar reeixidament el 15 de maig del 1991, i va aconseguir fer el mapatge del 84% de la superfície venusiana.
Immediatament després de la primera etapa de mapatge, va seguir-hi el cicle 2, que va durar fins al 15 de gener de 1992. En aquest segon cicle, el mapatge de la superfície va ser fet amb una inclinació d'observació dreta per a compensar la inclinació esquerra utilitzada durant el cicle 1. Aquestes tècniques d'observació amb radar van permetre als científics determinar les alçades de certs patrons geogràfics.
El cicle 3 havia d'acabar el 14 de setembre del 1992, però es va haver d'avançar-se un dia a causa de problemes amb l'equip de bord. En total, es va aconseguir una cobertura de radar del 98% de la superfície de Venus, amb el 22% de les imatges en estèreo.
Les imatges proveïdes per la sonda Magellan són les més nítides que es disposa de Venus i la seva quantitat és major a la produïda per totes les naus anteriors.
El cicle 5 es va dedicar a la recopilació de dades de la gravetat i va acabar el 24 de maig del 1993. El cicle 5 i 6 van ser dedicats a la recopilació de dades de la gravetat amb major precisió; per això, la sonda Magellan va ser situada en una òrbita circular més baixa. L'òrbita més baixa i segura a Venus se situa a uns 200 km sobre la superfície. El procediment es va dur a terme amb aerofrenat, una tècnica mitjançant la qual la nau va disminuir la velocitat per ser atreta per la gravetat del planeta i, d'aquesta manera, ser frenada lentament per la fricció amb l'atmosfera, i disminuir l'apoapsi. Aquesta maniobra es va dur a terme des del final del cicle 4 fins a principis d'agost del 1993.
El 12 d'octubre del 1994, quan es va programar que la nau es capbussés en l'atmosfera de Venus per a estudiar-ne la dinàmica, els controladors de la Terra en van perdre el contacte. L'endemà, Magellan s'havia cremat en l'atmosfera de Venus, i havia completat la seva missió amb èxit.
Característiques de la superfície Amb la invenció del telescopi, Venus es va convertir en l'objecte més interessant de les observacions òptiques. En el passat, molts astrònoms havien assegurat veure marques fosques en la capa de núvols que l'envolta; uns altres han dit que, fins i tot, havien pogut veure part de la superfície en buits de núvols. Molts astrònoms, també, asseguraven haver-hi vist punts brillants en llocs determinats del disc del planeta, i suggerien que es tractava d'una enorme muntanya el cim de la qual sobrepassava els núvols més alts. Tal és el cas de J. H. Schroeter, un respectat observador i col·laborador de William Herschel, que va informar sobre les observacions fetes el 1788 i el 1790. La descripció del seu informe deia que es tractava d'una muntanya prominent situada en el terminador que separa a l'hemisferi il·luminat del fosc. Malgrat la controvèrsia, aquesta observació ha estat molt citada al llarg del temps.
La realitat n'és una altra: la superfície de Venus és bastant plana. El 93% de la topografia mapada per les sondes Pioneer Venus van trobar que el total de la superfície (des dels punts més baixos als més alts) s'espaiaven en uns 13 km, mentre que, a la Terra, la diferència entre les conques oceàniques i l'Himàlaia és una franja de 20 km.