Desde el exterior la atmósfera de Venus aparece como una mancha homogénea de color blanco-amarillo que ocasionalmente muestra manchas más oscuras o rayas en las zonas ecuatoriales cuando es observada con luz violeta y ultravioleta. Se trata de formaciones nubosas en movimiento desde el ecuador hacia los polos. Inicialmente se pensaba que este sistema de nubes estaba constituido esencialmente por vapor de agua, aunque los análisis realizados por las sondas espaciales demostraron que se trata de gotas de ácido sulfúrico, con trazas de ácido clorhídrico y fluorhídrico, sumamente corrosivas, y que llevaron por destrucción al fracaso de las primeras sondas Venera que descendieron en el planeta.

La densidad de la atmósfera hace que la temperatura de su superficie se mantenga constante desde el ecuador a los polos, pero esto no es obstáculo para que la circulación de sus vientos sea compleja. En la superficie, la atmósfera no presenta turbulencias notables y los gases se encuentran límpidos y en calma. A unos 50 km de altura por encima de su superficie y con un espesor de unos 15 Km se encuentran la mayor parte de las nubes, compuestas por azufre en suspensión y vapores de ácido sulfúrico. Es notable esta diferencia con la Tierra donde las nubes más altas se encuentran en el límite de la troposfera a menos de los 13 km de altura. A mayores alturas la atmósfera se presenta muy turbulenta, en donde se desarrollan por movimientos vertiginosos y corrientes en chorro que soplan a algunos centenares de km/h.

La atmósfera circula en forma de una corriente que transfiere hacia los polos el calor recibido del Sol, en el ecuador. Esta circulación Norte-Sur, que recibe el nombre de células de Hadley, queda eclipsada por una poderosa corriente Este-Oeste que comienza a unos 10 km por encima de la superficie y se extiende hasta 90 km de altura. La rotación de la atmósfera transforma las células de Hadley en vientos zonales predominantemente de dirección oeste, que alcanzan los 100 m/s en la capa de nubes. De manera que, los vientos en la parte superior de las nubes de Venus se mueven 60 veces más deprisa que la rotación del planeta, fenómeno que se denomina superrotación.

Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida. No posee satélites.

Las fotos de superficie enviadas por las sondas espaciales nos muestran que Venus es un planeta liso y rocoso en el que la pocas montañas presentes ocupan el 10% de la misma. Como resultado de las primeras exploraciones se han subdividido las tierras del planeta en tres categorías: planicies, que suponen alrededor del 20%; planos intermedios (casi el 70%); y altiplanos (el 10% antes mencionado). Las planicies se extienden generalmente en áreas circulares o en forma de depresiones lineales. Al igual que en la Luna existen también estructuras circulares que hacen pensar en cráteres cerrados por fenómenos tectónicos o por la erosión. Los planos intermedios, caracterizados por una sustancial nivelación de las alturas, ocupan la mayor parte de su superficie, lo cual ha hecho prensar a los geólogos que, al contrario que en la Tierra, en Venus no se ha producido una apreciable actividad tectónica, a pesar de lo cual, Venus debe considerarse un planeta geológicamente activo y no un mundo casi inerte como la Luna. Por su parte, los altiplanos tienen alturas de varios km sobre el nivel medio del planeta, que configuran imponentes estructuras montañosas. El más extenso es el llamado Aphrodite Tierra, situado sobre el ecuador y que ocupa una extensión equivalente a vez y media el continente africano. En su zona centro-oriental se encuentra un impresionante cañón de 1.400 km de largo, 150 km de ancho y una profundidad de 2 km, que parece haber sido provocado por una actividad tectónica de tipo estacionario. Otro altiplano importante es el llamado Ishtar Tierra, que se extiende a través de una superficie comparable a la del continente norteamericano. Al este de este altiplano se encuentran situados los Montes Maxwell de 12 km de altura, que son las cimas más altas de Venus. Dos de estas montañas son volcanes, al parecer aún en actividad, ya que las variaciones en el contenido de anhídrido sulfuroso de la atmósfera, así como impurezas de color amarillo cuando se observa en longitudes de onda próximas al ultravioleta son indicios del actividad volcánica en el planeta.

Independientemente de la extrema situación ambiental de la atmósfera de Venus, el análisis de los datos recogidos hasta ahora, permiten suponer en que la Tierra y Venus iniciaron su evolución de manera casi similar, creciendo por la unión de planetesimales, calentándose fuertemente debido a la radioactividad interior y rodeándose de una atmósfera densa como consecuencia del anhídrido carbónico generado por la actividad endógena. La estructura interior del planeta, y debido a la similitud de densidad, no debe ser muy diferente al de la Tierra.

Por otra parte, el hecho de que Venus esté un 30% más cerca del Sol que la Tierra ha marcado importantes diferencias con este planeta impidiendo, debido a las temperaturas más altas, que el agua se haya condensado formando los vastos océanos que caracterizan la Tierra. Las aguas de los océanos han tenido un papel fundamental en la Tierra, ya que han absorbido el anhídrido carbónico presente en la atmósfera primordial y a través de la memorización de las rocas lo han fijado en forma de los carbonatos de las rocas carbónicas, detrayéndolos de la atmósfera. En Venus, sin embargo, el anhídrido carbónico ha permanecido como el gas más abundante de su atmósfera y ha transformado al planeta en desierto corrosivo, tórrido y hostil a la vida.

En los años precedentes a la llegada de datos fiables los estudiosos habían imaginado un paisaje venusiano húmedo, con enormes helechos y animales semejantes a los grandes dinosaurios, similar al de la Tierra en el periodo carbonífero. Estas expectativas se disiparon cuando se empezó a conocer con certeza la inhóspita situación ambiental del planeta, gracias a los primeros datos que obtuvieron de Venus mediante sofisticados radares y sondas espaciales.

En 1960 se construyeron los primeros radares suficientemente potentes para penetrar a través de la atmósfera de Venus y devolver ecos perceptibles a la Tierra que, aunque carecían de precisión, proporcionaron información preliminar sobre la temperatura de la superficie y la rugosidad media. En 1962, empleando igualmente señales de radar, se determinó que la rotación de Venus era retrógrada y que tenía un periodo de 240 días. Los siguientes avances importantes se realizaron después de que se instalase en Arecibo, Puerto Rico, un radiotelescopio con una antena de 300 metros de diámetro. Las señales de este radar, se combinaron con otras distantes para obtener más precisión.

La primera sonda espacial que se acerco a Venus fue la Mariner 2 lanzada por la NASA en 1962. Llevaba a bordo instrumentos capaces de detectar y analizar las radiaciones emitidas por Venus y enviar los resultados a la Tierra. El 14 de diciembre de 1962 pasó a 36.000 km de su superficie. La sonda confirmó la temperatura y algunos detalles de su superficie. El Mariner 2 fue seguido por el por el Mariner 5 en 1967 y el Mariner 10, que pasó por las cercanías de Venus el 5 de febrero de1974, realizando fotografías en ultravioleta del planeta, para proseguir viaje a Mercurio.

La antigua Unión Soviética realizó una serie de ingenios para la exploración en superficie del planeta llamadas Venera, que fueron enviadas a partir de 1967. Las primeras unidades enviadas fallaron, o no fueron capaces de soportar más que brevemente las altas temperaturas y el ambiente corrosivo de su atmósfera. La primera en llegar con éxito fue Venera 7 (en 1970), que se posó con éxito en su superficie, realizando análisis con rayos X y fotografías de las rocas circundantes, cuyo análisis mostró que su naturaleza era semejante a muchas rocas basálticas terrestres. Las fotografías de las rocas mostraron bordes suaves y romos, posiblemente como resultado de una meteorización intensa; aunque en algunos fragmentos sugerían un probable origen volcánico reciente. Estos datos concuerdan con las imágenes de alta resolución obtenidas mediante radarde la misma zona, cuya morfología se interpreta como una zona con numerosos montículos volcánicos y fallas que delimitan fosas tectónicas.

Las primeras imágenes panorámicas de la superficie de Venus, llegaron a la Tierra en octubre de 1975, cuando las naves Venera 9 y l0, descendieron en el planeta y efectuaron una serie de fotografías panorámicas. Fue notable la sorpresa de astrónomos y planetólogos, que no imaginaban ver un paisaje seco y limpio, caracterizado por terrenos planos con promontorios grandes y pequeños esparcidos por todas partes. Posteriormente a estas siguieron las Venera, 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y 15 y 16 en 1983.

En 1978 la NASA envió el Pioneer Venus 1, que llegó a las proximidades de Venus el 4 de diciembre de 1978, y se colocó en órbita alrededor del planeta. Su objetivo era la medida de la atmósfera e ionosfera. En contraste con la enorme antena empleada en los radiotelescopios terrestres, el vehículo espacial llevaba a bordo una pequeña antena de radar de altimetría que realizó una cartografía casi global con una resolución vertical de 200 m y otra horizontal de 100 km. Estos datos, combinados con los datos de las sondas soviéticas han permitido realizar primeros mapas catográficos de la superficie de Venus. En el mismo año envió la Pioner 2 que, mientras el modulo principal se quedaba en órbita explorando la atmósfera superior, envió cuatro sondas a la superficie para realizar medidas de temperatura.

En 1984 los soviéticos enviaron las naves Vega 1 y 2, hacia el cometa Halley. En su camino se acercaron a Venus en 1985 y enviaron sondas que descendieron explorando la atmósfera.

La sonda Magallanes, fue lanzada por la NASA hacia Venus el 4 de mayo de 1989, con el objetivo de cartografiar mediante un radar más potente que los usados por sondas anteriores, al menos el 70 % de la superficie del planeta con una resolución de algunos cientos de metros. La sonda comenzó a transmitir imágenes del planeta en 1990, que han sido procesadas por ordenador, creando una espectacular cartografía tridimensional de la superficie. Esta cartografía computarizada muestra volcanes con un nivel muy alto de actividad y grandes corrientes de lava solidificada. El radar con capacidad para resolver objetos de dimensiones relativamente pequeños localizó numerosos cráteres de impacto, el mayor de los cuales tenía un diámetro de 160 km, y los menores 5 km. Parece que no existen cráteres de impacto por debajo de estas dimensiones, ya que la alta densidad de la atmósfera impide que los meteoritos más pequeños alcancen la superficie de planeta con velocidad suficiente para producir un cráter de impacto.