Venuša
Venuša je druhá planéta slnečnej sústavy (v poradí od Slnka), po Slnku a po Mesiaci najjasnejší objekt viditeľný zo Zeme. Pomenovaná je po starorímskej bohyni lásky. Jej dráha sa nachádza vo vnútri dráhy Zeme, to znamená, že nikdy sa na oblohe nevzdiali ďaleko od Slnka. Maximálna uhlová vzdialenosť Venuše od Slnka môže byť až 48°. So Slnkom a Mesiacom patrí medzi jediné tri nebeské telesá, ktorých svetlo vrhá na Zem tiene viditeľné voľným okom. Je pomenovaná po rímskej bohyni Venuši. Je to terestriálna planéta, čo do veľkosti a skladby veľmi podobná Zemi; niekedy ju preto nazývame „sesterskou planétou“ Zeme. Aj keď orbity všetkých ostatných planét sú elipsovité, orbita Venuše je jediná takmer kružnica, so stredom Slnka iba o 0,7% mimo skutočný stred Venušinej obežnej dráhy.
Pretože je Venuša k Slnku bližšie ako Zem, nájdeme ju na oblohe takmer vždy blízko pri Slnku, takže ju je možné zo Zeme vidieť iba krátko pred svitaním alebo krátko po zotmení. Preto je niekedy označovaná ako „Zornička“ alebo „Večernica“, a keď sa objaví, ide o zďaleka najsilnejší bodový zdroj svetla na oblohe. Výnimočne možno Venušu voľným okom uvidieť aj vo dne.
Venuša bola známa už starým Babylončanom okolo 1600 pred Kr. a pravdepodobne bola známa dlho predtým v prehistorických dobách kvôli svojej jasnej viditeľnosti.
Venuša obieha okolo Slnka po dráhe s excentricitou len 0,006 773 rýchlosťou 35 km/s. Jej dráha je najmenej eliptická zo všetkých planét Slnečnej sústavy a približuje sa ku kružnici. Najväčšia možná vzdialenosť Venuše od Zeme je 259 miliónov km, najmenšia 40 miliónov km. Nijaká planéta sa nemôže k Zemi priblížiť na menšiu vzdialenosť, ako práve Venuša. Štyrikrát za 243 rokov prechádza Venuša medzi Zemou a Slnkom tak, že všetky tri telesá sú presne v jednej rovine. Vtedy vidieť Venušu prechádzať cez slnečný kotúč. Prvým človekom, kto prišiel na to, že Venuša sa môže dostať medzi Zem a Slnko, bol Johannes Kepler. Svoje výpočty si ale nestihol overiť, pretože zomrel rok pred týmto úkazom – v roku 1630. Budúci prechod Venuše cez Slnko sa očakáva v roku 2012 a pozorovateľný bude iba z Ázie. Na našom kontinente bude tento úkaz viditeľný až v roku 2117.
Zvláštnosťou Venuše je jej nezvyčajný (opačný) smer otáčania sa okolo vlastnej osi vzhľadom na ostatné planéty. Príčina spätného smeru otáčania dodnes nie je uspokojivo vysvetlená. Venuša je najpomalšie rotujúcou planétou v slnečnej sústave. Malá rýchlosť rotácie je pravdepodobne následok slapového pôsobenia jej veľmi hmotnej atmosféry. Dĺžka jej hviezdneho (siderického) dňa je 243 pozemských dní. Venušiansky deň je teda dlhší ako jej rok. Od východu po východ slnka však uplynie kratšia doba, okolo 117 dní čo je spôsobené jej obehom okolo Slnka v protismere rotácie. Slnko vychádza z pozemského hľadiska na západe a zapadá na východe. Pri pohľade zo zeme Venuša prechádza postupne všetkými fázami od novu až po spln a späť do novu. Jej fázy bežný človek vidí iba ďalekohľadom. Objavil ich Galileo Galilei.
Okrem neobvyklého spätného pohybu je navyše rotácia Venuše na jej obežnej dráhe synchronizovaná tak, že v dobe najbližšieho priblíženia k Zemi (medzi dvoma dolnými konjunkciami ubehne 5,001 Venušinho dňa) sa k nej natáča vždy rovnakom stranou. Táto vlastnosť môže byť zapríčinená slapovými silami, ktoré ovplyvňujú Venušinu rotáciu, kedykoľvek sa planéty dostanú dosť blízko k sebe, alebo môže ísť iba o zhodu okolností.
Predpokladá sa, že Venuša vznikla podobným spôsobom ako všetky ostatné terestriálne planéty z protoplanetárneho disku, ktorý obiehal okolo vznikajúceho Slnka, približne pred 4,5 miliardami rokov. Teplota prorotplanetárneho disku v blízkosti praslnka bola vysoká, planéty blízko k Slnku sú tvorené ťažšími prvkami ako vzdialenejšie, čo platí aj v prípade Venuše. Planéta vznikla postupným pomalým nabaľovaním mikroskopických častíc z protoplanetárneho disku, ktoré sa zhlukovali do väčších celkov. Tieto zhluky svojou gravitáciou priťahovali ďalšie častice a zahusťovali sa. Postupne vznikli telesá s priemerom niekoľko kilometrov – planetezimály, ktorých zrážkami za rádovo desaťtisíc rokov vzniklo postupným zliepaním obrovské množstvo telies s rozmermi 500 až 1 000 km – protoplanéty. Zrážkami protoplanét sa utvorili planéty. Poslednou fázou vzniku slnečnej sústavy bolo tzv. intenzívne bombardovanie medziplanetárnou hmotou, ktoré dlho znemožňovalo, aby sa na Venuši utvorila pevná kôra.
Na základe počítačových modelov venušskej klímy a atmosféry, ktoré vypracoval tím Jamesa F. Kastinga z NASA Ames Research Center bola Venuša pred 4 miliardami rokov chladnejšia ako dnes. Dôvodom bol nižší žiarivý výkon Slnka v porovnaní so súčasnosťou a tenšia atmosféra planéty s menšími množstvami oxidu uhličitého. Podľa tohto modelu sa v tých časoch mohla na Venuši nachádzať voda v kvapalnom skupenstve. Dôkazom prítomnosti hydrosféry v dávnej minulosti je vysoký obsah deutéria. Chemické zvetrávanie a dažde však uvoľňovali do atmosféry čoraz väčšie množstvá oxidu uhličitého. Ten spolu so stúpajúcou aktivitou Slnka vytvorili superskleníkový efekt, kvôli ktorému sa oceány vyparili a postupne unikli do medziplanetárneho priestoru.
Na rozdiel od Zeme magnetické pole Venuše nie je indukované v jadre planéty, ale v atmosfére pri interakcii ionosféry s časticami slnečného vetra. Nie je celkom známe, prečo na Venuši neexistuje dvojpólové pole generované jadrom. Keďže sa predpokladá, že podmienky formovania Zeme a Venuše boli podobné, Venuša by mala mať, podobne ako Zem, kovové jadro, v ktorom by malo dochádzať k tzv. termochemickej konvekcii a tým aj ku generovaniu magnetického poľa. Existujú dve základné teórie, ktoré neprítomnosť poľa indukovaného jadrom vysvetľujú. Prvá hovorí, že počiatočné teplo pri formovaní spoločne s teplom vznikajúcom pri rádioaktívnom rozpade nestačili na to, aby sa jadro udržalo v tekutom stave. Tým pádom by bola teplota jadra príliš nízka na termálnu konvekciu, podobne ako v prípade Marsu. Druhá teória vysvetľuje neprítomnosť vnútorne budenej magnetosféry Venuše malým tepelným tokom z jadra. Neprítomnosť magnetického poľa vytváraného jadrom má za následok fakt, že Venuša nie je tak dobre chránená proti časticiam slnečného vetra ako Zem a môže to byť jedna z príčin, prečo sa tieto dve veľkosťou podobné telesá od seba tak líšia.
Indukovaná magnetosféra vznikajúca pod vplyvom častíc slnečného vetra je sformovaná do dlhého chvosta, ktorý sa tiahne smerom od Slnka do vzdialenosti 8 až 12 polomerov Venuše. Na strane obrátenej k Slnku sa vytvára rázová vlna.
Súčasná predstava o štruktúre atmosféry Venuše sa zakladá na meraniach uskutočnených kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, pozemnými pozorovaniami a teoretickými výpočtami. Venušu obklopuje hustá atmosféra tvorená prevažne oxidom uhličitým, (no aj dusíkom, kyslíkom a vodou) čo vytvára mimoriadne silný skleníkový efekt, ktorý zvyšuje teplotu povrchu na viac ako
Vrcholky mrakov majú teplotu približne −45 °C. Oficiálna priemerná teplota povrchu Venuše, ako ju určila NASA, je
Mraky, ktoré sa skladajú predovšetkým z oxidu siričitého a kvapôčok kyseliny sírovej, celkom obklopujú planétu a skrývajú ľudskému oku všetky detaily povrchu. Slnečné žiarenie je kvôli nim na povrchu Venuše veľmi zoslabené, stále asi také, ako pri celkom zamračenej oblohe na Zemi. Hlavná oblačnosť sa nachádza vo výške približne 50 až
Vo viditeľnom spektre je vonkajšia štruktúra mrakov pomerne nevýrazná. Kontrastnejšie sa zobrazí na snímkach zhotovených v ultrafialovom alebo infračervenom žiarení.
V horných vrstvách atmosféry vanú silné vetry s rýchlosťou
Rotačná os planéty zviera s kolmicou na ekliptiku len nevýrazný uhol 3°. Slnečné žiarenie teda počas celého roka výraznejšie zohrieva atmosféru na rovníku ako na póloch. Vyžarovanie atmosféry je však napriek tomu rovnaké na všetkých šírkach. Je to preto, lebo medzi pólmi a rovníkom existuje výdatné prúdenie nazývané Hadleyho bunky. Zohriaty vzduch nad rovníkom stúpa, presúva sa k pólom kde ochladne, klesá k povrchu a vracia sa späť k rovníku. Toto prúdenie prebieha v hlavnej oblačnej vrstve. V smere od východu na západ ho križuje oveľa rýchlejšie prúdenie vyvolané neobyčajne rýchlou rotáciou atmosféry Venuše. Podobný typ prúdenia, ale v oveľa menších výškach, existuje aj na Zemi.
Vďaka tomu, že rádiové vlny prenikajú i cez vrstvu hustých oblakov na Venuši, máme jej povrch dobre zmapovaný. Venuša má na svojom povrchu dve „kontinentálne“ vrchoviny, ktoré sa dvíhajú z nedozerných plání. Výšky povrchových útvarov sa merajú (tak ako na Zemi sa meria nadmorská výška vzhľadom k hladine mora) vzhľadom ku strednému polomeru planéty. Zo severnej vrchoviny Ishtar Terra (Ištarina zem) sa vypínajú Venušine najväčšie hory Maxwell Montes (Maxwellovo pohorie) (zhruba o
Zdá sa, že takmer 90 % Venušinho povrchu tvorí nedávno stuhnutá vrstva bazaltovej lávy, iba výnimočne narušená meteoritickým kráterom. To napovedá, že planéta nedávno podstúpila veľké pretvorenie povrchu. Na povrch nedopadá priamo slnečné svetlo, viditeľnosť je podobná ako pod veľmi zamračenou oblohou na Zemi. Tiene sú neostré.
Keďže Venuša zrejme nemá vlastné magnetické pole, slnečný vietor priamo zasahuje Venušinu hornú atmosféru. Uvažuje sa, že Venuša mala pôvodne rovnaké množstvo vody v atmosfére ako Zem, ale v dôsledku bombardovania slnečnými časticami sa voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík vďaka svojej nízkej hmotnosti ľahko unikol do priestoru, kyslík sa zlúčil s atómami kôry a zmizol z atmosféry. Pomer vodíka a deutéria (ktoré nemôže unikať tak rýchlo) vo Venušinej atmosfére túto teóriu podporuje. Vďaka suchu sú kamene na Venuši ťažšie a tvrdšie ako na Zemi, čo vedie k prudším horám, útesom a ďalším neobvyklým rysom.
Vnútro Venuše je pravdepodobne podobné Zemi: železné jadro s priemerom
Posledné výsledky z gravitačného merania sondy Magellan nasvedčujú, že Venušina kôra je hrubá asi
V minulosti sa predpokladalo, že okolo Venuše krúži mesiac zvaný Neith podľa mýtickej bohyne zo Sais, prvýkrát pozorovaný Giovannim Domenicom Cassinim v roku 1672. Sporadické astronomické pozorovania pokračovali až do roku 1892, keď boli spochybnené (išlo iba o slabé hviezdy, ktoré sa náhodne vyskytli v správnu dobu na správnom mieste) a od tej doby je Venuša známa ako planéta bez mesiacov – akýkoľvek satelit by na jej obežnej dráhe bol slapovými silami spomaľovaný tak dlho, až by sa zrútil na povrch planéty.
Venuša je najjasnejšia vo chvíli, keď je osvetlených 25 % jej kotúča; to sa typicky stáva 37 dní pred jej dolnou konjunkciou (na večernej oblohe) a 37 dní po nej (na rannej oblohe). Jej maximálna magnitúda je -4,4. Aj v minime svojej jasnosti (-3,1 mag.) je však najjasnejšou planétou na oblohe a tretím najjasnejším nebeským telesom hneď po Slnku a Mesiaci. Je 15-krát jasnejšia ako najjasnejšia hviezda nočnej oblohy Sírius.
Od Slnka sa najviac vychýli približne 70 dní pred a po dolnej konjunkcii, v tej dobe je v polovičnej fáze. V týchto dvoch intervaloch je Venuša viditeľná aj za plného denného svetla, pokiaľ pozorovateľ presne vie, kam sa má pozerať. Ako všetky planéty, aj Venuša na svojej dráhe pri pozorovaní zo zeme zdanlivo "zastane" a istý čas sa pohybuje spätne. Perióda spätného pohybu planéty je 20 dní pred a po dolnej konjunkcii.
Keďže jej obežná dráha leží medzi Zemou a Slnkom, Venuša pri pohľade zo Zeme vykazuje viditeľné fázy rovnako ako pozemský Mesiac. Galileo Galilei bol prvým, kto v decembri 1610 pozoroval fázy Venuše. Toto pozorovanie podnietilo Kopernika zverejniť kontroverzný heliocentrický popis slnečnej sústavy. Galileo si tiež všimol zmeny Venušinho viditeľného priemeru, keď sa nachádza v odlišných fázach, čo vysvetľoval väčšou vzdialenosťou od Zeme vo fáze splnu a stále menšou vzdialenosťou počas priebehu ubúdania. Toto pozorovanie silno podporilo heliocentrický model. Venuša (ani Merkúr) nie je v plnej fáze viditeľná zo Zeme, pretože v tej chvíli je v hornej konjunkcii, keď zapadá a vychádza zároveň so Slnkom a stráca sa v jeho žiari.
Prechody Venuše, keď planéta prechádza presne medzi Zemou a viditeľným slnečným kotúčom, sú veľmi zriedkavé astronomické udalosti. Poprvýkrát pozorovali taký prechod 4. decembra 1639 astronómovia Jeremiah Horrocks a William Crabtree. Nasledujúci prechod nastane až 11. decembra 2117.
V 19. storočí väčšina pozorovateľov očakávala, že Venuša bude mať periódu rotácie približne 24 hodín. Taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli prvý predpovedal výrazne pomalšiu rotáciu, zviazanú slapovými silami Slnka (čo očakával aj pre Merkúr). Aj keď sa podobné úvahy pre niektoré nebeské telesá nepotvrdili, bola to podivuhodne presná predpoveď. Takmer dokonalý súlad medzi jej rotáciou a najväčším priblížením k Zemi tento dojem ešte upevňuje. Rýchlosť rotácie Venuše bola poprvýkrát zmeraná počas konjunkcie v roku 1961 radarom s 26 metrovou anténou v Goldstone v Kalifornii, v Rádiovom observatóriu v Jodrell Bank v Spojenom kráľovstve a v sovietskom vesmírnom zariadení Jevpatorija na južnej Ukrajine. Presnosť sa zlepšuje pri každej nasledujúcej konjunkcii najmä vďaka meraniam v Goldstone a Jevpatoriji. Fakt, že ide o spätnú rotáciu, nebol známy až do roku 1964.
Pred pozorovaniami v rádiovej oblasti v šesťdesiatych rokoch 20. storočia sa všeobecne verilo, že Venuša má prírodné prostredie podobné pozemskému. Veľkosť planéty, vzdialenosť od Slnka a hrubá vrstva oblačnosti chrániaca povrch dávala nádej, že sa tieto očakávania môžu naplniť. Špekulovalo sa o Venuši ako o svete džungle, o jej oceánoch z petroleja alebo karbonizovanej vody. Pozorovanie v mikrovlnej oblasti, ktoré uskutočnil C. Mayer a iní, však už v roku 1956 indikovalo rozsiahle oblasti s vysokou teplotou (600 K). Napodiv pozorovania A.D. Kuzmina na milimetrových dĺžkach ukazovali omnoho menšie teploty. Tento rozpor vysvetľovali dve teórie, jedna predpokladala, že vysoké teploty pochádzajú z ionosféry, druhá naznačovala skôr vysokú teplotu povrchu.
K Venuši letel už celý rad kozmických lodí bez posádky. Niektorým sa podarilo aj mäkké pristátie na povrchu. Kvôli drsným klimatickým podmienkam trvala komunikácia každého pristávacieho modulu na povrchu najdlhšie 110 minút, potom vždy došlo k definitívnemu odmlčaniu.
12. februára 1961 sa Venera 1 z programu Venera stala prvou sondou, ktorá odštartovala k inej planéte. Misia síce kvôli prehriatiu orientačného senzoru nebola úspešná, Venera 1 však už mala všetky vlastnosti potrebné pre medziplanetárne lety: solárne panely, parabolickú anténu, trojosovú stabilizáciu, motor pre korekciu kurzu a uskutočnila prvý štart z orbitálnej dráhy okolo Zeme.
Prvý úspech na ceste k Venuši zaznamenala americká kozmická loď Mariner 2, ktorá doletela k Venuši v roku 1962. Zistila, že Venuša nemá magnetické pole a zmerala planetárne emisie žiarenia v mikrovlnej oblasti spektra.
Sovietsky zväz 2. apríla 1964 odštartoval sondu Zond 1, ktorá síce dosiahla Venušu, ale v máji toho istého roku s ňou bolo prerušené spojenie.
1. marca 1966 sovietska vesmírna sonda Venera 3 dopadla na Venušu, čím sa stala prvou kozmickou loďou, ktorá dosiahla jej povrch. Jej sesterská loď Venera 2 zlyhala kvôli prehriatiu skôr ako dokončila prelet.
18. októbra 1967 vstúpil do atmosféry Venuše zostupný modul Venery 4. Ako prvý uskutočnil priame merania z inej planéty — meral teplotu, tlak, hustotu a uskutočnil 11 automatických chemických experimentov k určeniu zloženia atmosféry. Zistil 95 % oxidu uhličitého, čo v kombinácii s výsledkami meraní sondy Mariner 5 ukázalo, že tlak na povrchu bude omnoho väčší, než bolo očakávané (75 – 100 atmosfér).
Tieto výsledky boli 16. a 17. mája 1969 overené a spresnené misiami lodí Venera 5 a Venera 6 aj keď žiadna z nich nedosiahla povrch. Batérie Venery 4 sa počas jej pomalého unášania atmosférou postupne vybili a Venery 5 a 6 boli rozdrvené atmosférickým tlakom
Prvé úspešné pristátie na Venuši dosiahla 15. decembra 1970 Venera 7. Odvysielala namerané povrchové teploty: 457 – 474 °C. Venera 8, ktorá pristála 22. júla 1972, okrem tlaku a teplotného profilu vďaka svojmu fotometru navyše ukázala, že oblačnosť Venuše sa formuje do vrstvy, ktorá končí
22. októbra 1975 vstúpila na obežnú dráhu sovietska sonda Venera 9, čím sa stala prvým umelým satelitom Venuše. Kamery a spektrometer získali mnoho cenných informácií o atmosférickej oblačnosti, ionosfére a magnetosfére, radar pri preletoch zmapoval povrch.
Od Venery 9 sa oddelil 660 kilogramový zostupný modul, ktorý po pristáti urobil prvé snímky povrchu a analyzoval kôru röntgenovým spektrometrom a hustomerom. Počas pristávania vykonával merania tlaku, teploty, rozptylu svetla, hustoty mrakov a fotometrické merania. Zistil, že oblačnosť Venuše je rozdelená do troch odlišných vrstiev. 25. októbra vykonala Venera 10 podobné merania.
V roku 1978 poslala NASA k Venuši dve kozmické lode Pioneer. Celá misia sa skladala z dvoch častí, dopravovaných každá zvlášť: Orbiter (obežnica) a Multiprobe (multisonda). Loď Pioneer Venus Multiprobe niesla jednu veľkú a 3 malé atmosférické sondy. 16. novembra 1978 bola vypustená veľká sonda a 20. novembra tri menšie sondy. 9. decembra vstúpili všetky štyri sondy do Venušinej atmosféry nasledované prenosovým zariadením. Aj keď sa neočakávalo prežitie po zostupe atmosférou, jedna zo sond pokračovala v činnosti ešte 45 minút po dosiahnutí povrchu. 4. decembra 1978 prešiel Pioneer Venus Orbiter na eliptickú obežnú dráhu okolo Venuše. Tu zaisťoval 17 experimentov, dokiaľ mu nedošlo palivo stabilizujúce jeho orbitu a nebol v auguste 1992 zničený vstupom do atmosféry.
V roku 1978 sa priblížili k Venuši aj kozmické lode Venera 11 a Venera 12, ktoré 21. decembra a 25. decembra vypustili zostupné moduly. Pristávacie zariadenia niesli farebné kamery, vrták do zeme a analyzátor; tieto prostriedky bohužiaľ zlyhali. Obidva moduly vykonali merania nefelometrom, hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a chemickým analyzátorom kvapiek v mrakoch používajúcim röntgenovej fluorescencie, ktorý neočakávane objavil okrem síry aj vysoký obsah chlóru. Bola tiež zaznamenaná silná blesková aktivita.
1. a 5. marca 1982 prileteli k Venuši sondy Venera 13 a Venera 14, ktoré vykonali rovnakú misiu ako predchádzajúce dve sondy. V ich prípade farebná kamera a vrták do zeme s analyzátorom fungovali. Röntgenová fluorescencia vzorkov zeminy ukázala hodnoty podobné čadičovej hornine bohatej na draslík.
10. a 11. októbra 1983 vstúpili Venera 15 a Venera 16 na polárnu orbitu okolo Venuše. Venera 15 analyzovala a zmapovala hornú vrstvu atmosféry infračerveným Fourierovým spektrometrom. Od 11. novembra do 10. júla obidva satelity mapovali severnú tretinu planéty pomocou radaru so syntetizovanou apertúrou (SAR). Výsledky priniesli prvé pochopenie geologických detailov povrchu Venuše vrátane objavu neobvykle masívnych štítov vulkánov pomenovaných Koróna alebo Pavúci. Venuša neprejavuje žiadne známky doskovej tektoniky, prinajmenšom celú severnú tretinu planéty tvorí iba jedna doska.
Sovietske sondy Vega 1 a Vega 2 sa stretli s Venušou 11. a 15. júna 1985. Pristávacie moduly boli zamerané na experimenty zaoberajúce sa zložením a štruktúrou aerosolov v mrakoch. Každý niesol ultrafialové absorpčné spektrometre, časticové analyzátory aerosolov a zariadenia na zber materiálov mrakov a jeho analýzu hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a röntgenovým fluorescenčným spektrometrom. Horné dve vrstvy mrakov sú tvorené kvapôčkami kyseliny sírovej, zatiaľ čo dolná vrstva je pravdepodobne zložená zo zriedenej kyseliny fosforečnej. Kôra Venuše bola narušená vrtákom a analyzovaná pomocou spektrometra gama žiarenia.
V rámci misie Vega boli vypustené tiež balónové aerostatické sondy plávajúce asi 46 hodín vo výške
10. augusta 1990 sa americká sonda Magellan dostala na obežnú dráhu okolo planéty a začala detailné radarové mapovanie. 98 % povrchu bolo zmapovaných s presnosťou približne
Niekoľko kozmických sond prelietalo okolo Venuše po ceste k iným cieľom, používajúc pre zvýšenie svojej rýchlosti metódu gravitačného praku. Patrili medzi nich sonda Galileo smerujúca k Jupiteru a misia Cassini-Huygens na ceste k Saturnu (ktorá prelietavala dvakrát).
9. novembra 2005 Európska vesmírna agentúra vypustila sondu Venus Express, ktorá študuje Venušu z obežnej dráhy. Po heliocentrickej dráhe doletela 11. apríla 2006 k Venuši, kde bol zapojený približne na dobu 55 minút hlavný motor sondy, ktorý znížil rýchlosť zhruba o 1,3 km/s a dostala sa na jej polárnu obežnú dráhu. Prvé snímky Venuše a ďalšie merania boli urobené už v priebehu prvých dňov misie. Venus Express sa zaoberá štúdiom atmosférických javov planéty. V súčasnosti je plánovaná dĺžka jej životnosti do roku 2009.
V júni 2007 v blízkosti Venuše preletela sonda MESSENGER mieriaca k Merkúru. Pre Messenger to bol už druhý prelet okolo planéty. Pred prvým preletom začiatkom októbra 2006 boli aktivované palubné kamery Messengera MDIS (MESSENGER Dual Imaging System), ktoré vytvorili niekoľko záberov približujúcej sa planéty. Na snímkach je jasne viditeľná hustá oblačnosť zahaľujúca povrch Venuše. Oba prelety boli spojené s gravitačným manévrom.