десно|мини| Радарска глобална карта на површината на Венера. мини|Хемисферски поглед на Венера, како што е откриен со повеќе од една деценија радарски истраги кои кулминирале со мисијата Магелан од 1990 до 1994 година. Венера е планета со впечатлива геологија. Од сите други планети во Сончевиот Систем, таа е најблиската до Земјата и најмногу слична во однос на масата, но нема магнетно поле или тектонски систем со препознатлива плоча. Поголемиот дел од површината на земјата е изложена вулканска основа, некои со тенки и раздвоени слоеви на почва, во изразен контраст со Земјата, Месечината и Марс. Присутни се некои ударни кратери, но Венера е слична на Земјата по тоа што има помалку кратери отколку на другите карпести планети кои во голема мера се покриени со нив.
Ова делумно се должи на дебелината на атмосферата на Венера што ги нарушува малите удари пред да удрат во земјата, но недостатокот на големи кратери може да се должи на вулканското повторно појавување на површината, веројатно од катастрофална природа. Се смета дека вулканизмот е доминантен за геолошките промени на Венера. Некои од вулканските форми се смета дека се единствени за планетата. Постојат штитести и композитни вулкани слични на оние што се наоѓаат на Земјата. Со оглед на тоа дека Венера има приближно иста големина, густина и состав како Земјата, веројатно е дека вулканизмот може да продолжи на планетата, како што покажале неодамнешните проучувања
Поголемиот дел од површината на Венера е релативно рамна; поделена е на три топографски целини: низини, висорамнини и рамнини. Во раните денови на радарското набљудување, висорамнините имале споредба со континентите на Земјата, но современите истражувања покажале дека тоа е површно и дека отсуството на тектоника на плочи ја прави оваа споредба погрешна.Тектонските одлики се присутни во ограничен обем, вклучително и линеарни „деформациски појаси“ составени од набори и раседи. Овие можат да бидат предизвикани од конвекција на плаштот. Многу од тектонските одлики како што се тесерите (големи области на високо деформиран терен, превиткани и скршени во две или три димензии) и арахноидите (за оние одлики што личат на пајакова мрежа) се поврзани со вулканизмот.
Еолските копнени форми не се широко распространети на површината на планетата, но постојат значителни докази дека атмосферата на планетата предизвикува хемиско атмосферско влијанија на карпите, особено на високи височини. Планетата е неверојатно сува, со само хемиска трага од водена пареа (20 ppm) во атмосферата на Венера. На радарските снимки на површината не се видливи копнени форми што укажуваат на минато присуство на вода или мраз. Атмосферата покажува изотопски доказ дека била лишена од испарливи елементи со испуштање гасови и ерозија на сончевиот ветер со текот на времето, што имплицира на можноста Венера да имала течна вода во одреден момент во далечното минато, но не е пронајден директен доказ за тоа. Многу шпекулации за геолошката историја на Венера продолжуваат и денес.
Површината на Венера не е лесно достапна поради екстремно густата атмосфера (околу 90 пати поголема од онаа на Земјата) и температура на површината. Голем дел од она што е познато за него произлегува од набљудувањата на орбиталните радари, бидејќи површината е трајно заматена во видливи брановни должини од облачното покривање. Дополнително, голем број лендери вратиле податоци од површината, вклучително и слики.
Топографија мини|Топографија на Венера Површината на Венера е релативно рамна. Кога 93% од топографијата била мапирана од Пионер-Венера-1, научниците откриле дека вкупното растојание од најниската точка до највисоката точка на целата површина е околу 13 километри, приближно исто како вертикалното растојание помеѓу океанското дно на Земјата и повисоките врвови на Хималаите. Оваа сличност треба да се очекува бидејќи максималните остварливи контрасти на височина на планетата во голема мера се диктирани од силата на гравитацијата на планетата и механичката сила на нејзината литосфера, тие се слични за Земјата и Венера.
Според податоците од Пионер-Венера-1, скоро 51% од површината се наоѓа на 500 метри од средниот полупречник од 6,052 километри; само 2% од површината се наоѓа на надморска височина поголема од 2 километр од средниот полупречник.
Експериментот за височина на Магелан го потврдил општиот карактер на пејзажот. Според податоците на Магелан, 80% од топографијата е во рамките на 1 километар од средниот полупречник. Најважните височини се во планинските синџири што го опкружуваат Лакшми Планум: Максвел Монтес (11 км, 6,8 ми), Акна Монтес (7 км, 4,3 милји) и Фреја Монтес (7 км, 4,3 ми). И покрај релативно рамниот пејзаж на Венера, податоците од височината откриле и големи наклонети рамнини. Таков е случајот на југозападната страна на Максвел, која во некои делови се смет дека е наклонета за околу 45°. Наклонетост од 30° се регистрирани во Дану Монтес и Темис Реџо.
Околу 75% од површината е составена од гола карпа.
Врз основа на висиметарските податоци од сондата, поддржани од податоците на Магелан, топографијата на планетата е поделена на три провинции: низини, рамнини и висорамнини.
Висорамнини мини|Топографија на Афродита Тера Оваа единица покрива околу 10% од површината на планетата, со височини поголеми од 2 километри. Најголемите провинции на висорамнините се Афродита Тера, Иштар Тера и Лада Тера, како и регионите Бета Реџо, Фиби Реџо и Темис Реџо. Регионите Алфа Реџо, Бел Реџо, Истла Реџо и Толус Реџо се помали региони на висорамнини.
Некои од терените во овие области се особено ефикасни во рефлектирањето на радарските сигнали. Ова е веројатно аналогно на снежните линии на Земјата и веројатно е поврзано со температурите и притисоците кои таму се пониски отколку во другите провинции поради поголемата надморска височина, што овозможува да се појави посебна минералогија. Се смета дека карпестите формации на висока надморска височина може да содржат или да бидат обложени со минерали кои имаат високи диелектрични константи. Високите диелектрични минерали би биле стабилни на амбиенталните температури во висорамнините, но не и на рамнините кои го сочинуваат остатокот од површината на планетата. Пиритот, железен сулфид, одговара на овие критериуми и е широко осомничен како можна причина; тој би бил произведен со хемиско атмосферско влијание на вулканските висорамнини по долготрајна изложеност на венеријанската атмосфера која носи сулфур. Присуството на пирит на Венера е оспорено, при што атмосферското моделирање покажува дека тој можеби не е стабилен под Венера атмосферски услови. Поставени се и други хипотези за да се објасни повисоката радарска рефлексивност во висорамнините, вклучувајќи го и присуството на фероелектричен материјал чија диелектрична константа се менува со температурата (при што Венера има променлив температурен градиент со издигнување). Забележано е дека карактерот на светлите висорамнините со радар не е конзистентен низ површината на Венера. На пример, Максвел Монтес ја покажува острата промена на рефлексивноста налик на снежна линија која е во согласност со промената во минералогијата, додека Овда Реџио покажува попостепен нагорен тренд на осветлување. Нагорниот тренд на осветлување на Овда Реџио е во согласност со фероелектричниот потпис и се предлага да укаже на присуство на хлорапатит.
Таложење рамнини Таложените рамнини имаат просечни височини од 0 до 2 km и покриваат повеќе од половина од површината на планетата.
Низини Остатокот од површината е низински и генерално се наоѓа под нула надморска височина. Податоците за рефлексивноста на радарот сугерираат дека овие области се мазни, како резултат на градација (акумулација на фин материјал еродиран од висорамнините).
Површински набљудувања
Десет вселенски летала успешно слетале на Венера и вратиле податоци, сите од Советскиот Сојуз. Венера 9, 10, 13 и 14 имале камери и вратиле слики од земја и карпи. Резултатите од спектрофотометријата покажале дека овие четири мисии предизвикале облаци од прашина при слетувањето, што значи дека некои од честичките прашина мора да бидат помали од околу 0,02 мм. Карпите на сите четири локации покажале фини слоеви, некои слоеви биле повеќе рефлектирачки од другите. Експериментите на карпите на наоѓалиштата Венера 13 и 14 покажале дека тие се порозни и лесно се дробат (носат максимални оптоварувања од 0,3 до 1 MPa) и овие карпи може да се слабо литифицирани седименти или вулкански туф. Спектрометријата откри дека површинските материјали на слетувањето на Венера 9, 10, 14 и Вега 1 и 2 имале хемиски состав сличен на толеитски базалти, додека местата Венера 8 и 13 хемиски личат на алкални базалти.
Ударните кратери и старосната проценка на површината алт=|мини| Радарска слика на кратерот Данилова Радарските истражувања овозможиле да се идентификуваат некои топографски обрасци поврзани со кратерите, а сондите Венера 15 и Венера 16 идентификувале речиси 150 такви одлики со веројатно потекло од ударот. Глобалното покривање од Магелан последователно овозможило да се идентификуваат речиси 900 ударни кратери. лево|мини|170x170пкс| Кратерите Данилова, Аглаонице и Саскја Во споредба со Меркур, Месечината и други такви тела, Венера има многу малку кратери. Делумно, ова е затоа што густата атмосфера на Венера согорува помали метеорити пред да удрат на површината. Податоците за Венера и Магелан се согласуваат: има многу малку ударни кратери со пречник помал од 30 километри, а податоците од Магелан покажуваат отсуство на какви било кратери помали од 2 километри во пречник. Малите кратери се неправилни и се појавуваат во групи, што укажува на забавување и распаѓање на ударните фактори. Сепак, има и помалку од големите кратери, а тие изгледаат релативно млади; тие ретко се полни со лава, што покажува дека тие настанале откако вулканската активност во областа престанала, а радарските податоци покажуваат дека тие се груби и немале време да се еродираат.
Во споредба со ситуацијата со телата како што е Месечината, потешко е да се одреди староста на различни области на површината на Венера, врз основа на бројот на кратери, поради малиот број на кратери при рака. Сепак, одликите на површината се конзистентни со сосема случајна дистрибуција, што имплицира дека површината на целата планета е приближно на иста возраст, или барем дека многу големи области не се многу различни по старост од просечната.
Земени заедно, овој доказ сугерира дека површината на Венера е геолошки млада. Се смета дека распределбата на ударниот кратер е најконзистентна со моделите кои бараат речиси целосно обновување на планетата. По овој период на екстремна активност, стапките на процесот се намалиле и кратерите на почнале да се акумулираат, со само мали модифицирања и повторно појавување на површината.
Млада површина создадена во исто време е различна ситуација во споредба со која било од другите копнени планети.
Глобален настан за обновување на површината Проценките за возраста врз основа на бројот на кратери укажуваат на млада површина, за разлика од многу постарите површини на Марс, Меркур и Месечината. За ова да биде случај на планета без рециклирање на кората со тектонски плочи бара објаснување. Една хипотеза е дека Венера била подложена на некој вид на глобално асфалтирање пред околу 300 – пред 500 милиони години кои бришеле доказите на постарите кратери.