Выдающимися достижениями в изучении Венеры ознаменовался 1975 год. Две станции «Венера - 9» и «Венера - 10» были выведены на орбиты искусственных спутников этой планеты. С их спускаемых аппаратов в течение 53 и 65 минут поступали панорамные телевизионные изображения местности и другая научная информация.

В 1978 году изучение Венеры было продолжено станциями «Венера - 11» и «Венера - 12», которые достигли поверхности южнее области Бета. Наконец в 1982 году станция «Венера - 13» и станция «Венера - 14», совершив посадку на поверхности планеты, позволили совершить целый комплекс научных исследований.

В настоящее время можно уже определённо говорить о составе венерианской атмосферы. Как и предполагалось раньше, она состоит из углекислого газа - 97%. Кроме него в количестве 2% присутствует азот, а также более 0,1% кислорода, водяного пара и доля процентов приходится на инертные газы (главным образом аргон).

Наличие громадного количества углекислого газа в атмосфере Венеры связано в основном с вулканической деятельностью. И на Земле при извержении вулканов в атмосферу выбрасывается углекислый газ. Периодические изменения климата на Земле, приводившие к оледенениям, некоторые учёные связывают именно с колебанием количества углекислого газа в атмосфере Земли. На Венере углекислая атмосфера создаёт своеобразный «парниковый эффект», не пропуская в космическое пространство тепловое излучение планеты. Возможно, этим объясняются высокие температуры у поверхности планеты, достигающие 470°С.

Особый интерес вызывают облака Венеры, полностью скрывающие её поверхность от наблюдений с Земли. Они находятся на высоте 49 км и достигают толщины 20 км. По данным советских исследователей, анализировавших данные, полученные станциями «Венера» и «Пионер - Венера», облака имеют слоистое строение. Верхняя часть облаков, по-видимому, состоит из капелек серной кислоты, а в средней и нижней частях преобладают соли соляной кислоты в виде кристаллических частиц.

Отмечается сложная динамика атмосферы и движения облаков. По-видимому, существуют полярные вихри и просто сильные ветры, наиболее интенсивные на высотах более 40 км. У поверхности планеты ветры слабые. Этим объясняется и отсутствие пыли в местах посадок спускаемых аппаратов станций «Венера».

Из-за развития мощной атмосферы единственным надёжным средством дистанционного изучения поверхности остаётся зондирование. С помощью наземных радиотелескопов были изучены приэкваториальная полоса и отдельные участки диаметром 1500 км. Эксперименты по радиокартированию Венеры были выполнены со станций «Венера - 9» и «Венера - 10». Отражённые от поверхности Венеры сигналы принимались земными радиотелескопами. При этом было установлено несколько протяжённых уступов в южном полушарии, вытянутых в широтном направлении на несколько сотен километров при высоте до 3 км.

Радиолокационная съёмка Венеры была осуществлена с американского спутника «Пионер - Венера». Разрешение этих радио изображений порядка 30 - 50 км. По данным радиолокационного зондирования, выполненного со спутника, составлена карта, охватывающая 83% поверхности планеты, между 75° с. ш. и 63° ю. ш.

Данные о рельефе Венеры позволяют выделить на её поверхности низменности, представляющие собой впадины, холмистые равнины и горные массивы. Низменности, расположенные ниже среднего уровня планеты (6051 км) на 1 - 2,5 км, занимают 16% её поверхности. Они образуют две широкие дугообразные полосы впадин, расположенные по обе стороны экватора и соприкасающиеся своими выпуклыми частями почти по нулевому меридиану. Они имеют сглаженный рельеф и слабо насыщены кольцевыми структурами импактного происхождения, что указывает на относительную молодость рельефа.

Холмистые равнины занимают 60% поверхности. Их гипсометрический уровень не превышает 500 м от среднего уровня планеты. Они отличаются однородной отражательной способностью в радиодиапазоне. Основными формами рельефа являются гряды, холмы и западины. Поверхность равнин осложнена большим числом кратеров, диаметры которых достигают 400 - 600 км, а глубина 200 - 700 м. Относительно малая глубина вместе со следами разрушения свидетельствует об их древности. Отчётливо выраженные крупные кратеры получили наименования Лиза Мейтнер, Сапоро и Ева. Многочисленны мелкие кратеры диаметром 150 - 200 км, и глубиной в сотню - две метров. Наличие на поверхности холмистых равнин большого числа сильно разрушенных древних кратеров даёт основания сопоставлять их с древними континентальными областями Луны и Марса. В пределах континентальных равнин практически нет крупных щитовых вулканов. Исключением может быть гора Хатор, однако её вулканическая природа ещё строго не установлена.