470С. Особливий інтерес викликають хмари Венери, що цілком ховають її поверхню від спостережень із Землі. Вони знаходяться на висоті 49 км і досягають товщини 20 км. За даними радянських дослідників, що аналізувала дані, отримані станціями «Венера» і «Піонер - Венера», хмари мають шарувату будівлю. Верхня частина хмар, очевидно, складається з крапельок сірчаної кислоти, а в середній і нижній частинах переважають солі соляної кислоти у виді кристалічних часток.
Відзначається складна динаміка атмосфери і руху хмар. Очевидно, існують полярні вихри і просто сильні вітри, найбільш інтенсивні на висотах більш 40 км. У поверхні планети вітри слабкі. Цим порозумівається і відсутність пилу в місцях посадок апаратів станцій, що спускаються, «Венера».
Через розвиток могутньої атмосфери єдиним надійним засобом дистанційного вивчення поверхні залишається зондування. За допомогою наземних радіотелескопів були вивчені приекваторіальна смуга й окремі ділянки діаметром 1500 км. Експерименти по радіокартуванню Венери були виконані зі станцій «Венера - 9» і «Венера - 10». Відбиті від поверхні Венери сигнали приймалися земними радіотелескопами. При цьому було встановлено кілька протяжних уступів у південній півкулі, витягнутих у широтному напрямку на кілька сотень кілометрів при висоті до 3 км.
Радіолокаційна зйомка Венери була здійснена з американського супутника «Піонер - Венера». Дозвіл цих радіо зображень порядку 30 - 50 км. За даними радіолокаційного зондування, виконаного із супутника, складена карта, що охоплює 83% поверхні планети, між 75о пн. ш. і 63о пд.ш.
Дані про рельєф Венери дозволяють виділити на її поверхні низовини, що представляють собою западини, горбкуваті рівнини і гірські масиви. Низовини, розташовані нижче середнього рівня планети (6051 км) на 1 - 2,5 км, займають 16% її поверхні. Вони утворять дві широкі дугоподібні смуги западин, розташовані по обох сторони екватора і дотичні своїми опуклими частинами майже по нульовому меридіані. Вони мають згладжений рельєф і слабко насичені кільцевими структурами імпактного походження, що вказує на відносну молодість рельєфу.
Горбкуваті рівнини займають 60% поверхні. Їхній гіпсометричний рівень не перевищує 500 м від середнього рівня планети. Вони відрізняються однорідною відбивною здатністю в радіодіапазоні. Основними формами рельєфу є гряди, пагорби і западини. Поверхня рівнин ускладнена великим числом кратерів, діаметри яких досягають 400 - 600 км, а глибина 200 - 700 м. Відносно мала глибина разом зі слідами руйнування свідчить про їхню стародавність. Чітко виражені великі кратери одержали найменування Ліза Мейтнер, Сапоро й Єва. Численні дрібні кратери діаметром 150 - 200 км, і глибиною в сотню - два метри. Наявність на поверхні горбкуватих рівнин великого числа сильно зруйнованих древніх кратерів дає підстави зіставляти їх із древніми континентальними областями Місяця і Марса. У межах континентальних рівнин практично немає великих щитових вулканів. Виключенням може бути гора Хатор, однак її вулканічна природа ще строго не встановлена. Підняті над основною поверхнею райони охоплюють 24% поверхні, утворити чотири ізольованих гірських країни: Земля Іштар, Земля Афродіти й області Бета й Альфа.
Судити про тектонічну природу піднесених областей Венери випливає з урахуванням молодості і значної розчленованості розвитого в їхній межах рельєфу, відсутність древніх великих зруйнованих кратерів імпактного походження, приуроченості до них усіх найбільш великих щитових вулканів, явного зв'язку з рифтогенними структурами. Усе це дає повну підставу для зіставлення піднесених областей Венери з тектовулканічними підняттями Фарсіда і Елізій на Марсі. У центральній частині просліджується цілий ряд тріщин, що утворять рифтову систему, що має, можливо, глобальний характер. У плані рифтова система за даними Нікішина нагадує величезний трикутник, орієнтований зі сходу на захід, підставу якого розташовано південніше підняття Бета. У широтному напрямку рифтова система Венери протягається уздовж підняття Афродіти на відстань понад 20 000 км.
Незважаючи на розвиток рифтової системи можна припустити, що в цілому в порівнянні з Землею і Марсом кількість розривних порушень на Венері може бути менше. Через повільне обертання планети і малих значень сил Кориоліса на ній, очевидно, не так інтенсивно розвита система планетарної тріщинуватості. Про основні етапи тектонічної еволюції можна судити виходячи з особливостей структури поверхні Венери з урахуванням даних порівняльної планетології. Спочатку виникла древня кора континентального типу, що випробувала інтенсивне метеоритне бомбардування. За аналогією з Місяцем, цей процес завершився приблизно на рубежі 4 млрд. років. Пізніше утворилися западини, виконані базальтами так само, як і на інших планетах земної групи. Найбільш молодими тектонічними елементами є тектоно-вулканічні підняття, увінчані, як і на Марсі, гігантськими щитовими вулканами. Супутників Венера не має.