Fyzika Venuše. Martin Pauer. Planety. Magnetosféra. Zdánlivé dvojče Země. Atmosféra Venuše

Transkript

1 Fyzika Venuše MIT Martin Pauer Pryč jsou doby, kdy lidé museli spekulovat o tom, co skrývá hustá oblačnost Venuše dnes, po 40 letech výzkumu, už si nic domýšlet nemusíme, naopak jsou před nás předkládána pozorování, pro něž zatím nemáme žádná vysvětlení. Při výzkumu Venuše se tak uplatní všechny planetární vědy včetně meteorologie, mineralogie, fyziky plazmatu či geofyziky. Jen díky nim se nám daří jednotlivé fragmenty poznání umisťovat do celkového obrazu této planety, tak jak jí rozumíme nyní. UCAR Možná že někteří namítnou, že porozumění cízím planetám není tak důležité jako pochopení fyziky Země a že bychom se tedy měli zaměřit nejprve na porozumění našemu vlastnímu světu. Ten je ale tak složitý a naše nástroje zatím tak nedokonalé, že některé procesy by nám mohly zůstat zcela utajeny. Výzkumem ostatních podobných planet můžeme ale získat celkový náhled na jejich fungování a tím lépe porozumět i naší vlastní Zemi. Zdánlivé dvojče Země Dokud jsme neměli žádné podrobnější informace o tom, jaké podmínky na Venuši panují, mohli jsme si myslet, že jde o dvojče naší planety. Vzdálenost od Slunce je sice jen 2/3 vzdálenosti Země, ale její velikost je téměř shodná. A protože nám její povrch zakrývá neustále hustá vrstva mraků, nikdo nemohl vědět, jaké podmínky na něm panují, ani to, že rotace planety je (jako jediné ve sluneční soustavě) retrográdní a zabere celých 243 dnů. Tento fakt se podařilo zjistit až pomocí radarových měření uskutečněných po druhé světové válce a od té doby, jak se naše znalost Venuše prohlubuje, nacházíme čím dále tím více odlišností od naší planety. Magnetosféra Největším objektem spojeným s Venuší je bezpochyby její magnetické pole. Na rozdíl od Země nejde ale o pole indukované v jádře planety (pokud Venuše takové pole má, je tak slabé, že ho žádná sonda ještě nezaregistrovala), ale vznikající při interakci ionosféry s částicemi slunečního větru odtud také označení indukovaná magnetosféra. K otázce, proč zde neexistuje vlastní dipólové pole, se vrátíme v části věnované jádru planety. Struktura atmosféry Venuše, včetně teplotního a tlakového průběhu zaznamenaného sondami Nicméně fakt, že Venuše není tak dobře chráněna proti vlivu částic přilétajících od Slunce v porovnání se Zemí, může být rozhodujícím činitelem v jejím vývoji a jednou z příčin, proč se od sebe tato dvě tělesa tolik liší. Atmosféra Venuše Jak zjistíte z tabulky na následující straně, hmotnost plynného obalu Venuše je ve vztahu k její celkové hmotnosti značná. Dokonce je jedním z vysvětlení, proč se celá planeta otáčí v opačném smyslu než ostatní planety sluneční soustavy atmosféra ji zřejmě slapovým působením zbržďovala tak dlouho, až došlo k zastavení rotace a pozvolnému roztočení opačným směrem. Samotná atmosféra je velmi hustá, převažuje v ní z 95 % oxid uhličitý (dále obsahuje 3,5 % dusíku, asi 0,015 % oxidu siřičitého, velmi malé množství vody a vzácných plynů) a u povrchu dosahuje tlak až 92 atmosfér a hustota 65 kg m -3. Mraky jsou tvořeny převážně kyselinou sírovou a tak dobře zabraňují tepelným ztrátám, že teploty na denní i noční straně jsou téměř stejné. Nicméně kyselinové srážky na povrch vůbec nedopadají, neboť Průřez indukovanou magnetosférou Venuše magnetický chvost se uzavírá ve vzdálenosti 8-12 R V Martin Pauer (*1979) studuje geofyziku na Matematicko-fyzikální fakultě UK. Zajímá se o fyziku planet, amatérsky o astronautiku, astronomii a je demonstrátorem na Štefánikově hvězdárně v Praze /

2 se díky vysokému tlaku odpaří už ve výšce několika kilometrů nad ním. Zatímco ve vysoké atmosféře je proudění velice rychlé (až 350 km h -1 ), u povrchu byl naměřen jen slabý vánek kolem 5 km h -1. Typický V vzor na obrázcích Venuše z vesmíru vzniká v důsledku pomalejší rotace oblačnosti v okolí pólů. Ve výškách nad 100 km je poté pozorováno proudění z denní na noční stranu ovlivněné nerovnoměrným ohřevem atmosféry nad vrstvou oblačnosti. Zajímavou otázkou zůstávají blesky ve venušině atmosféře zatímco sovětské sondy Veněra a americký Pioneer Venus Orbiter registrovaly elektromagnetické pulsy podobné těm, které vznikají během bouřek na Zemi, během průletu sondy Cassini kolem Venuše se žádnou podobnou aktivitu zjistit nepodařilo. Voda a život Podobně jako v případě Marsu si mnozí lidé ještě začátkem 20. století mysleli, že i Venuše je místem vhodným pro život. Poté ale, co se zjistilo, jak nehostinné podmínky na ní panují, se tato myšlenka téměř zcela ztratila a místo ní se začal hledat důvod, proč se prostředí na obou planetách tak výrazně liší. Odpověď přišla spolu s chemickými rozbory atmosféry a povrchu zdá se, že klíčem je současný nedostatek vody na Venuši. Okamžitě ale vyvstala jiná, logická otázka: proč když je na Zemi vody dostatek, je Venuše téměř úplně suchá, když podmínky formování byly u obou planet zřejmě velmi podobné. Na vině je zřejmě dnes pozorovaný skleníkový efekt, který Pohled sovětských sond Veněra 9 (nahoře) a Veněra 14 (dole) na povrch planety Venuše. Zatímco první místo přistání je zřejmě tektonického původu, druhé představuje typické vulkanické pláně. rapidně zvýšil teplotu na povrchu o stovky stupňů Celsia a všechna voda se tak odpařila. A protože Venuši nechrání magnetické pole jako Zemi, je vystavena mnohem silnějšímu slunečnímu větru jeho vysokoenergetické částice pak zřejmě způsobily, že voda z atmosféry postupně téměř všechna unikla do vesmíru. Nicméně nám po ní zůstaly alespoň stopy naměřený poměr D/H (těžkého a lehkého vodíku) napovídá, že Venuše mohla mít v dávné minulosti alespoň zlomek pozemské hydrosféry. Definitivně na tuto otázku odpoví zřejmě až měření nových sond plánovaných k průzkumu Venuše, které se nyní připravují a které budou zkoumat právě především její atmosféru. Zajímavé ale je, že myšlenka na možný život na Venuši nebyla úplně zatracena a v nedávné době se jí dostalo dokonce nové podpory. To když někteří vědci začali spekulovat o tom, že primitivnímu životu by se mohlo dařit v horních vrstvách venušiny atmosféry, kde nejsou podmínky tak nepřátelské jako na jejím povrchu. Povrch Jak je vidět na záběrech z přistávacích modulů sovětských Veněr, povrch Venuše je pustý a připomíná nejvíce vulkanické pláně, které známe z úbočí pozemských sopek. Zatímco velkou část planety zabírají tyto pustiny, v okolí sopek a tektonických vyvýšenin můžeme pozorovat celou řadu jevů, které si spojujeme s vnitřní aktivitou např. zvrásněné oblasti (Tessera), dlouhé kaňony (Chasma) či kanály, jimiž zřejmě proudila nízkoviskózní láva. Všechny tyto jevy napovídají, že přestože se nám dosud nepodařilo zaregistrovat žádný v současnosti probíhající geologický děj, planeta je velmi pravděpodobně stále vnitřně aktivní. Z měření gravitačního pole Venuše také usuzujeme, že velkoškálové struktury jak pozorované topografie, tak gravitačního Don Mitchell / Venera Team NSSDC planetární parametr Venuše Země poměr Přistávací modul sovětské sondy Veněra 9, který dosedl na povrch Venuše v říjnu 1975 poblíž Beta Regio zřejmě do oblasti tektonického riftu střední vzdálenost od Slunce 108 mil. km 150 mil. km 0,72 oběžná doba 225 dní 365 dní 0,66 oběžná rychlost 35 km s km s -1 1,18 sklon rotační osy 177,4 23,5 rotační perioda 243 dnů 1 den 243 hmotnost planety 4, kg 5, kg 0,95 hmotnostní podíl atmosféry ~ 10-4 ~ celková hustota 5,24 g cm -3 5,52 g cm -3 0,95 gravitační zrychlení na povrchu 8,89 m s -2 9,81 m s -2 0,91 úniková rychlost na povrchu 10,36 m s -1 11,2 m s -1 0,93 albedo (reflexivita) 0,65 0,37 1,76 teplotní rozsah na povrchu C C počet přirozených satelitů /

3 Planety Tzv. koróny jsou zřejmě místy, kde podpovrchové vzestupné magmatické proudy naráží do kůry a deformují ji mohou mít až desítky kilometrů v průměru potenciálu mají shodný mechanismus vzniku tím je s největší pravděpodobností podpovrchová konvekce v plášti planety (viz Astropis 4/2003, Terestrické objekty sluneční soustavy). Venuše je tedy zřejmě jediným tělesem v našem okolí, kde nám měření topografie mohou prozradit cenné informace o těchto dějích hluboko pod povrchem. Povrchové útvary jsou zde zřejmě dlouhodobě stabilní, protože litosféra Venuše je zjevně kompaktní a netvoří systém desek, které by se vůči sobě mohly navzájem pohybovat. Tento jednodeskový systém je pak také zodpovědný za menší tepelnou výměnu mezi nitrem planety a povrchem a tudíž vede k prohřívání nitra Venuše. Navíc, pokud se budeme zajímat o celkovou charakteristiku povrchu, zjistíme, že ten je, podobně jako na dalších planetách s výjimkou Země, tzv. unimodální (tzn. výškově se pohybuje okolo jedné hodnoty Země je tzv. bimodální kvůli existenci kontinentů a mořského dna). Kolem 80 % povrchu leží v rozsahu ± 1 km od hlavního planetárního poloměru 6051,881 km a výjimku tvoří především vysočiny u rovníku a pólu (Afroditina a Ištařina země) a sopečné vyvýšeniny (např. Beta Regio se sopkami Maat Mons a Ozza Mons). Chemické analýzy povrchových hornin provedly opět sovětské Veněry a jejich spektrometry potvdily, že se jedná téměř výhradně o bazaltické vyvřeliny s vysokým obsahem křemíku, hořčíku, vápníku, a draslíku, ale také podstatnou příměsí titanu. Obecně se analyzované vzorky podobaly bazaltům z oceánického dna na Zemi. Kamery instalované na sondě Veněra / Jeden z mnohých lávových kanálů pozorovaných radarem sondy Magellan. Tyto kanály mohou dosahovat délky i přes 1000 km a proudilo jimi zřejmě nízkoviskózní magma. zaregistrovaly po přistání zvířenou vrstvu prachu, během přistání jiných sond se nic podobného nepozorovalo. Nakonec je ještě třeba zmínit, že podle mezinárodní úmluvy jsou všechny povrchové útvary na Venuši pojmenovávány po ženách (i českých např. 22 km široký kráter Němcová). Výjimku tvoří Alpha a Beta Regio (nalezeny radarovým průzkumem ze Země) a Maxwell Montes (pojmenovány před touto úmluvou po slavném fyzikovi), které se již neměnily. Plášť Venuše Obvyklý způsob, jak se něco dozvědět o stavbě planety, je naslouchat jejímu nitru na povrchu, popř. z chování planety jako celku. U Země se používá celá řada metod, např. seismické analýzy, pozorování vlastních kmitů (vibrací planety) nebo měření precese a nutace (tedy vlivu stavby Detailní snímek jednoho z mnoha kaňonů na Venuši, tzv. chasma. Právě tyto útvary jsou silným dokladem pro nedávnou (nejvíce 500 milionů let starou) tektonickou aktivitu. planety na její rotaci). Bohužel, u Venuše zatím nemáme pro uvedené postupy žádná měření a tak naše odhady musí být založeny jen na matematických modelech a odhadech založených na škálování poznatků získaných už dříve u Země. Nejsvrchnější částí je stejně jako u naší planety kůra, která na Venuši sahá do hloubky přibližně 35 km (lokální odhady činí km). Její mocnost na Zemi určujeme z polohy Mohorovicićovy diskontinuity, ale protože ani toto základní seismické měření nebylo možné na Venuši zrealizovat, tyto odhady jsou opět založeny na vztahu mezi pozorovanou topografií a gravitačním polem. Zatímco na naší planetě je litosféra spolu s kůrou rozlámána na tektonické desky, u Venuše je s vysokou pravděpodobností kompaktní a tvoří jakýsi příkrov jejího pláště. Pod ní by se mohla nacházet vrstva se sníženou viskozitou (astenosféra), ale dosavadní měření napovídají, že to zřejmě není případ Venuše. Fázové přechody olivínu, které významně ovlivňují dynamiku pláště, jsou u Země v hloubkách 410 a 660 km Venuše má celkově nižší hmotnost a tyto hladiny jsou proto posunuty níž. Termodynamické modely naznačují, že přechod z olivínu na wadsleyit se zde nachází v hloubce 440 km a wadsleyitu na ringwoodit v 740 km. Hlubší reologická struktura (nárůst či pokles viskozity) je víceméně neznámá, nicméně právě z počítačového modelování topografie a gravitačního potenciálu se zdá, že v závislosti na teplotě a tlaku viskozita pomalu stoupá směrem k jádru. To, Dalším z důkazů pro geologickou evoluci povrchu Venuše jsou vyvrásněné oblasti, tzv. tessera. Několik z nich se nachází také nedaleko nejvyššího pohoří Maxwell Montes.

4 jaké je rozložení teplot a viskozit v plášti, může hodně napovědět o tom, jestli je současný stav planety se stabilní litosférou dlouhodobě udržitelný a nebo po nějakém čase přejde na jiný druh vyznačující se větším tepelným tokem na povrchu. Jádro Protože podmínky formování Venuše a Země byly velmi podobné, předpokládáme, že stejně jako naše planeta má i Venuše kovové jádro. Na Zemi je jádro složené z menšího pevného jadérka obklopeného tekutým vnějším jádrem. Protože v něm dochází k termální resp. termochemické konvekci, vodivý materiál indukuje magnetické pole, které je zdrojem pro pozemskou magnetosféru. U Venuše, jak už bylo zmíněno výše, vlastní vnitřně generovanou magnetosféru nepozorujeme, což dává tušit, že její jádro se nachází v jiném stavu než je tomu u naší planety. Vysvětlení pro tuto situaci spadají obecně do dvou kategorií. První z nich předpokládá, že počáteční teplo z formování planety společně s radioaktivním teplem nestačily k tomu, aby udržely jádro v tekutém stavu a to kompletně zamrzlo (podobně jako se to předpokládá v případě Marsu). To ale odporuje jak našim představám o složení planety, tak satelitním měřením momentu hybnosti (ten nám může prozradit, jaké je rozložení hmot uvnitř rotujícího tělesa). Druhá možnost, která je více pravděpodobná, vysvětluje nepřítomnost vnitřně buzené magnetosféry Venuše malým tepelným tokem z jádra, který není dostatečný k nastartování procesu termální konvekce. Pokud tomu tak ale skutečně je a tlak s teplotou jsou dostatečně vysoké, aby udržely celé jádro kapalné, existuje možnost, že během geologicky krátké doby poklesne teplota natolik, že se sformuje zárodek pevného jadérka, který svým růstem nastartuje termochemickou konvekci. Tím by došlo k opětovnému vzniku mohutného magnetického pole podobného tomu, které můžeme pozorovat u naší Země. Přepovrchování Zatím jsme studovali jednu část Venuše po druhé a postupně zjišťovali, že tato planeta postrádá mnoho jevů, které známe ze Země. Když ale pozorujeme množství a velikosti kráterů, které se nachází na jejím povrchu, docházíme k překvapujícímu zjištění, že na celé Venuši není kráter starší než 750 miliónů let. Protože zároveň nejsou pozorovány žádné známky deskové tektoniky, která umožňuje, aby některé velmi staré litosferické desky mohly být zasunuty do pláště a nahrazeny mladými, musí být nalezen jiný u Země neznámý mechanismus recyklace kůry. Bylo navrženo několik katastrofických scénářů tohoto přepovrchování na základě modelování vlastností litosféry či termálního vývoje. Ta nejpřirozenější z nich předpokládá, že Venuše prochází periodami větší a menší vulkanické aktivity v závislosti na termálním vývoji pláště a poslední doba vulkanická Planety Schematický průřez vnitřní stavbou planety Venuše. Podle dnešních odhadů sahá jádro zhruba do poloviny jejího poloměru, tj. vyplňuje asi 1/8 jejího objemu (u Země zhruba 1/6). skončila právě před asi 750 miliony let. Další možností je, že díky neexistenci deskové tektoniky a s ní spojené vydatné tepelné výměny mezi nitrem planety a jejím okolím dochází k zesilování kůry a litosféry, která se postupem času stane nestabilní a zanoří se do pláště. Poté se vytvoří nová kůra a celý proces se může opakovat. Nejodvážnější hypotézy dokonce předpokládají nové přepovrchování Venuše v geologicky blízké době. Vývoj Venuše Z uvedených poznatků si můžeme udělat celkovou představu o vývoji druhé planety sluneční soustavy. Ta společně s dalšími poznatky o terestrických planetách může přispět k poznání naší vlastní Země. Je dobře možné, že brzy po zformování byla Venuše opravdovým dvojčetem naší Calvin J. Hamilton Venera Team Trojrozměrný model jednoho z nejvyšších vulkánů na Venuši Maat Mons, dosahujícího výšky až 8 km. Z důvodů značných horizontálních rozměrů byl vertikální rozměr značně zvýrazněn. Kartografická mapa vzniklá z dat získaných aperturním radarem sond Veněra 15 a 16. Zachycuje oblast poblíž severního pólu s Ištařinou zemí a Maxwellovým pohořím. 2 /

5 Statistiky hustoty kráterů pro Venuši, Zemi a Mars. Pokud je povrch zachován bez větší eroze a planeta není chráněna hustou atmosférou (jako v případě Marsu), můžeme pozorovat krátery všech velikostí s hustotou nepřímo úměrnou. Země je jednak chráněna atmosférou a jednak malé krátery brzy zahladí eroze, navíc dochází k recyklaci tektonických desek. V případě Venuše první závěr platí také a z hustoty kráterů můžeme odhadnout, že ke globálnímu přepovrchování došlo před zhruba 750 milióny let. planety mohlo zde být příjemné klima, relativně obsáhlá hydrosféra a povrch mohla formovat desková tektonika tak jako na Zemi s existencí kontinentů i oceánů. Poté se ale stalo něco, co zásadně změnilo charakter venušiny atmosféry a ta začala houstnout tím impulsem mohlo být např. již zmíněné období zvýšené vulkanické aktivity. V ovzduší se začal hromadit oxid uhličitý a díky němu se začal zvyšovat tzv. skleníkový efekt (zadržení části dopadající sluneční energie, která by se jinak odrazila od povrchu a unikla zpět do vesmíru). Díky tomuto procesu se teplota na povrchu zřejmě rapidně zvýšila a dostupná voda (ať už byla v kapalném či pevném stavu) se odpařila do atmosféry. Pokud ještě tehdy existovalo magnetické pole, tak nešlo o velký únik mimo planetu, ale jak přestalo být venušino geodynamo aktivní, začalo unikat vody více a více. Odtud už následoval zřejmě přechod k dnešnímu stavu pokud Venuše měla původně vlastní rotaci prográdní, houstnoucí atmosféra ji zpomalila a ve výsledku otočila na retrográdní, s čímž souvisí i fakt, že u této planety nepozorujeme žádný měsíc. Musel by totiž obíhat ve stejném směru jako ona sama rotuje a to pomaleji než činí jedna její otočka (u Venuše oněch 243 dnů). Pokud zde nějaký měsíc původně byl, změna rotační charakteristiky změnila slapové síly, které na něho působily, a ty způsobily buď jeho rozpad nebo kolizi s planetou. Díky přepovrchování celé Venuše ale zatím nic z předpokládaného vývoje nemůžeme podložit pozorováním, neboť všechny stopy po planetární evoluci byly smazány. Pokud ale jednou dojde k oživení dynama v planetárním jádru, existuje šance na změnu venušina dalšího vývoje. Pesimistická vize vývoje Venuše naopak říká, že tato planeta Zemi nikdy podobná nebyla a už od počátku dominoval její atmosféře především oxid uhličitý. Jeho množství se s vulkanickou aktivitou jen zvyšovalo a postupně tak rostla i povrchová teplota. Do dnešního stavu, který může ale nemusí být rovnovážným, se planeta mohla dostat už v relativně vzdálené geologické minulosti a katastrofické události, které mají za následek přetvoření celého povrchu, mohou být díky přehřívání nitra Venuše velmi častým jevem (v řádu stovek milionů let). A pokud teplo obsažené v jádře kleslo pod potřebnou mez, magnetické pole se již nikdy nevytvoří a planeta zůstane v dnešním či jemu podobném stavu i v budoucnosti. Historie výzkumu Venuše představovala díky své blízkosti vždy zajímavý cíl pro sondy meziplanetárního výzkumu nicméně po prvních pokusech o průnik do její atmosféry vědci zjistili, o jak těžký úkol se jedná. Bohužel, zatímco výzkumu Marsu a jeho historii je věnována pozorost všech médií, tomuto tématu (možná proto, že šlo téměř výhradně o sovětský výzkum a informace o něm jsou méně dostupné) je věnováno jen velmi málo z dostupných zdrojů jsou ale na vysoké úrovni např. webové stránky Američana Dona Mitchella ( Zatímco americký program výzkumu Venuše pracoval v 60. letech pouze s prolétajícími sondami (Mariner 2 a 5), sovětský si dal již z počátku za úkol průnik atmosférou planety a přistání na jejím povrchu. První sondy typu Veněra toho sice ještě nedosáhly (kvůli selhání baterií po asi 100 minutách sestupu hustou atmosférou), ale po přehodnocení tlaku a teplot panujících na Venuši byla konstrukce sond výrazně pozměněna a Veněra 7 se tak v roce 1970 stala prvním lidským výtvorem, který měkce přistál na povrchu této planety. Následujícím sondám Veněra 8 14 se přistání zdařilo vždy, nicméně náročné podmínky spolu s technickými závadami často omezily jejich funkčnost. Nicméně první geologické analýzy i snímky povrchu jsme získali právě díky jim už na přelomu 70. a 80. let. V roce 1978 k Venuši také dorazila první americká sonda určená pro její detailní výzkum Pioneer Venus Orbiter. Přesto, že obsahovala také 4 subsondy, které byly vypuštěny do atmosféry, její hlavní přínos je ve zmapování povrchu 20 2 /

6 planety a proměření některých planetárních parametrů úspěšně pracovala až do začátku 90. let. Sovětské sondy Veněra 15 a 16 na druhou strany obsahovaly technologii tzv. aperturního radaru, která je založená na proměřování jednoho místa na planetě z různých pozic dráhy díky tomu mohly nejen proměřovat výškové sklony topografie, ale i mapovat složitou geomorfologii povrchu. Na tato měření později navázala americká sonda Magellan, která pořídila detailní mapu povrchu, velké množství radarových snímků s vysokým rozlišením i cenná měření odrazivosti povrchu. Přestože skončila předčasně díky technické poruše, dala nám mnoho cenných měření. Budoucí mise I když část našich otázek byla zodpovězena, další se záhy objevily. Zatímco v uplynulých deseti letech byla pozornost věnována především výkumu Měsíce a Marsu, nyní je plánováno hned několik sond k Venuši. Po úspěchu sondy Mars Express u rudé planety se ESA definitivně rozhodla využít stejného modelu výroby i startu pro sondu Venus Express. Tím se zredukuje doba potřebná pro její přípravu a také její cena na startovní rampu by se tak měla dostat již v roce 2005 a o rok později začít svá měření na oběžné dráze Venuše. Hlavním cílem její mise bude složitá atmosféra planety, ale Představa malíře ESA: připravovaná kosmická sonda Venus Express na oběžné dráze kolem Venuše bude také vybavena dalšími přístroji, např. radarem umožňujícím detailní průzkum povrchu či laserovým výškoměrem, který by měl doplnit data z předčasně ukončené mise Magellan. Díky nedávno podepsané asociační dohodě mezi ČR a ESA, která nám umožňuje plně se zapojit do jejich aktivit bez velkých počátečních investic (více na stránkách České kosmické kanceláře je možné, že by již na této evropské misi mohli spolupracovat i čeští odborníci. Ve vzdálenější budoucnosti pak můžeme očekávat připravovanou japonskou misi Planet-C, která by se měla zaměřit také na výzkum atmosféry a magnetosféry. V současné době se plánuje start na rok 2007, ale notorické problémy japonské kosmonautiky (především peníze, ale i spolehlivost techniky) ho můžou ještě odsunout. NASA také několikrát zvažovala novou misi k Venuši, ale podle posledního vývoje se zdá, že prioritu dostane spíše lunární a marťanský výzkumný program. Návrhy např. geofyzikální a meteorologické sítě přistávacích sond, které by mohly pracovat i po dobu několika týdnů, tak zřejmě zůstanou na dlouho ještě hudbou budoucnosti. ESA HST Obrázek Venuše zahalené v husté atmosféře, jak ji můžeme pozorovat dalekohledy ze Země nebo umístěnými na naší oběžné dráze. V optickém oboru není možné pozorovat žádné detaily povrchu planety. Topografická mapa Venuše doplněná o místní názvy. Data pocházejí především z laserových měření sondy Magellan, v místech chybějícího pokrytí z předchozí mise Pioneer Venus Orbiter. 2 /