Redigerer Venus (avsnitt)

=== Overflategeologi ===
[[Fil:Venus globe.jpg|thumb|alt=Et falskt fargebilde av Venus. Bånd med lysere farger strukket på måfå over overflaten. Tydeligere områder med jevnere farge ligger mellom.|Globalt [[radar]]bilde av overflaten (fra [[Magellan (romsonde)|Magellan-sondens]] radar. {{Byline|NASA}}]]

Det blir antatt at en yngre Venus hadde jordlignende hav,<ref name="Hashimoto2008" /> som fordampet etterhvert som temperaturen steg. Vannet har sannsynligvis [[dissosiasjon (kjemi)|dissosiert]] og på grunn av fraværet av et [[Magnetosfære|planetarisk magnetfelt]] har [[hydrogen]]et blitt ført ut i det interplanetariske rommet av [[solvind]]en.<ref name="solarwind" /> 

Store deler av overflaten er tilsynelatende formet av vulkansk aktivitet. Venus har mange ganger så mange vulkaner som jorden, og rundt 167 massive vulkaner er over 100&nbsp;km på tvers. Den eneste vulkanen av denne størrelseordenen på jorden er den [[Hawaii (øy)|største øya]] i [[Arkipel|øygruppen]] [[Hawaii]].<ref name="Charles" group="L" /> Dette skyldes ikke at Venus er mer vulkansk aktiv enn jorden, men at skorpen er eldre. Jordens [[havbunnsskorpe]] fornyes kontinuerlig ved [[subduksjonssone|subduksjon]] mellom [[tektonisk plate|tektoniske plater]] og har en gjennomsnittlig alder på 100&nbsp;millioner år.<ref name="Karttunen2007" group="L" /> Venus' overflate er estimert til å være 300&ndash;600&nbsp;millioner år gammel.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Charles" group="L" />

Det er flere beviser på aktive [[vulkan]]er. Under Sovjetunionens [[Venera-programmet|Venera-program]] oppdaget [[Venera 11]] og [[Venera 12]] en konstant strøm av [[lyn]], og Venera&nbsp;12 registrerte et kraftig [[Tordenvær|tordenskrall]] rett etter landing. [[Den europeiske romfartsorganisasjon]]ens [[Venus Express]] registrerte rikelig med lyn oppe i den høye atmosfæren.<ref name="Venus Express" /> Mens [[regn]]vær driver tordenvær på jorden finnes det ikke regn på Venus' overflate (selv om det regner [[svovelsyre]] i den øvre atmosfæren som fordamper rundt 25&nbsp;km fra overflaten). En mulighet er at asken fra vulkanutbrudd genererte lynene. Et annet bevis kommer fra målingen av konsentrasjoner av svoveldioksid i atmosfæren, som falt med en faktor på 10 mellom 1978 og 1986. Dette kan antyde at nivået tidligere hadde blitt hevet som følge av et vulkanutbrudd.<ref name="Glaze1999" />

[[Fil:Mgn p39146.png|thumb|[[Nedslagskrater|Nedslagskratre]] på Venus' overflate (rekonstruert bilde fra radardata). {{Byline|NASA}}]]

Omkring tusen nedslagskratre er fordelt jevnt over overflaten. På andre himmellegemer som har kratre finnes de i alle forfallsstadier. På månen brytes de ned av etterfølgende nedslag, mens på jorden eroderes de av vind og vann. På Venus er derimot rundt 85 % av kratrene i førsteklasses stand. Antallet kratre, sammen med den godt bevarte tilstanden, indikerer en global endring av overflaten for rundt 300&ndash;600&nbsp;millioner år siden,<ref name="Nimmo98" /><ref name="Strom1994" /> etterfulgt av et redusert vulkansk nivå.<ref name="Romeo2009" /> [[Jordskorpen]] er i kontinuerlig bevegelse, men det blir antatt at Venus ikke kan opprettholde en slik prosess. Uten platetektonikk til å avgi varme fra mantelen gjennomgår Venus i stedet en syklisk prosess hvor temperaturen i mantelen stiger til et kritisk nivå som svekker skorpen. Deretter vil subduksjon i en enorm skala over ca. 100&nbsp;millioner år endre skorpen fullstendig.<ref name="Charles" group="L" />

Kratrene er mellom 3&nbsp;km og 280&nbsp;km i diameter. Årsaken til den relativt høye nedre grensen på 3&nbsp;km skyldes at objekter under en viss størrelse inneholder så lite [[kinetisk energi]] at den tette atmosfæren bremser dem for mye ned til at de skaper nedslagskratre.<ref name="Herrick1993" /> Innkommende prosjektiler som er mindre enn 50&nbsp;m i diameter brytes ned og brenner opp i atmosfæren før de når planetens overflate.<ref name="Morrison2003" group="L" />