Atmosfera de Venusframeless|center|Cloud structure in Venus's atmosphere in 1979, revealed by ultraviolet observations by Pioneer Venus Orbiter. The characteristic V-shape of the clouds is due to the higher wind speed around the equator.Estructura nuvolosa en l'atmosfera de Venus a l'any 1979, revelat per observacions ultraviolades des de la Pioneer Venus Orbiter Informació general Altura 250 km Pressió mitjana de superfície (92 bar o) 9.2 MPa Massa 4.8 kg. Composició Diòxid de carboni 96,5% Nitrogen 3,5% Diòxid de sofre 150 ppm Argó 70 ppm Vapor d'aigua 20 ppm Monòxid de carboni17 ppm Heli 12 ppm Neó 7 ppm Clorur d'hidrogen 0.1–0.6 ppm Fluorur d'hidrogen 0.001–0.005 ppm
Latmosfera de Venus comprèn la capa de gas que cobreix la superfície del segon planeta del sistema solar. És molt més densa i més calenta que la terrestre: la temperatura de la superfície és de 740 K (467 °C), mentre que la pressió és de 93 bar. L'atmosfera venusiana té núvols opacs compostos d'àcid sulfúric, el que fa impossible les observacions òptiques de la superfície. Informació sobre la topografia es van obtenir només per les imatges de radar. Els principals gasos atmosfèrics són el diòxid de carboni i el nitrogen. Altres compostos químics són presents només en petites traces.
L'atmosfera de Venus és un estat vigorós de moviment i de superrotació, i circumda tot el planeta en només quatre dies terrestres, molt més ràpid que la rotació del planeta 243 dies. Els vents que produeixen la superrotació assoleixen velocitats de més de 100 m/s (360 km/h) i es mouen a una velocitat 60 vegades més gran que la rotació del planeta, mentre que a la Terra els vents més ràpids assoleixen velocitats del 10% al 20% de la velocitat de la seva rotació. D'altra banda, el vent es fa cada vegada més lent, com l'elevació de la superfície disminueix, amb la brisa amb prou feines arriba a la velocitat 10 km/h a la superfície.DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p 58. A prop dels pols són estructures anticiclòniques anomenades vòrtexs polars. Cada vòrtex té dos ulls i té un patró característic de núvols en forma de S.
A diferència de la Terra, Venus no té camp magnètic. La seva ionosfera separa l'atmosfera des de l'espai exterior i del vent solar. Aquesta capa ionitzada exclou del camp magnètic solar, donant al planeta un entorn magnètic diferent, anomenat magnetosfera induïda de Venus. Els gasos lleugers, inclosos el vapor d'aigua, són arrossegats contínuament pel vent solar a través de la cua magnètica induïda. S'especula que quatre bilions d'anys l'atmosfera de Venus va ser similar a la de la Terra amb aigua líquida a la superfície. L'efecte hivernacle pot haver estat causat per l'evaporació de l'aigua superficial i posterior augment de gasos amb efecte d'hivernacle.
Malgrat les condicions extremes a la superfície de Venus, la pressió atmosfèrica i la temperatura entre 50 km i 65 km per sobre de la superfície del planeta és aproximadament la mateixa que la Terra, pel que la seva atmosfera superior de la zona més semblant a la de la Terra en el sistema solar, més semblant a aquesta que la superfície de Mart. A causa de la similitud en la pressió i la temperatura i el fet que l'aire respirable de Venus (21 % d'oxigen, el 78 % de nitrogen) és més lleuger que l'aire, es va proposar que l'atmosfera superior podria ser un bon lloc per a l'exploració i colonització.
Estructura i composició Composició miniatura|Gràfic de sectors de l'atmosfera de Venus. El gràfic de la dreta és una vista explosionada dels elements que en el seu conjunt no fan ni tan sols una desena part de l'u per cent.
L'atmosfera de Venus es compon principalment de diòxid de carboni, juntament amb una petita quantitat de Nitrogen i traces d'altres elements. La quantitat de nitrogen a l'atmosfera és relativament petita en comparació amb la quantitat de diòxid de carboni a l'atmosfera, però és molt més gran que la Terra, el seu contingut de nitrogen és aproximadament quatre vegades més gran, fins i tot amb nitrogen representant al voltant del 78% de l'atmosfera terrestre.
L'atmosfera de Venus conté petites quantitats de diversos compostos, incloses algunes basades en hidrogen com el clorur d'hidrogen i el fluorur d'hidrogen, així com el monòxid de carboni, el vapor d'aigua i l'oxigen molecular. S'ha teoritzat que una gran quantitat d'hidrogen s'ha perdut, amb la major part de la resta transformant-se en àcid sulfúric (H₂SO₄) i sulfur d'hidrogen. Posteriorment, hi ha molt poc hidrogen en l'atmosfera del planeta. La pèrdua d'una gran quantitat d'hidrogen s'ha demostrat per l'alta relació de D/H mesurat en l'atmosfera de Venus. La proporció és de 0,025, molt més gran que el valor terrestre d'1,6 . D'altra banda, la relació D/H de l'atmosfera superior del planeta és 1,5 vegades més alta que en la baixa atmosfera.
Troposfera miniatura|Dibuix de Mikhaïl Lomonóssov que va fer el 1761 en la seva obra sobre el descobriment de l'atmosfera de Venus.
L'atmosfera de Venus es divideix en algunes seccions en funció de l'altitud. La part més densa de l'atmosfera, la troposfera, comença en la superfície i s'estén fins als 65 km d'altura. En la superfície, els vents són lents, però a la part superior de la troposfera la temperatura i la pressió es troben en nivells similars a la terra i els núvols assoleixen velocitats de 100 m/s.
La pressió atmosfèrica a la superfície de Venus és d'aproximadament 92 vegades la de la Terra, similar a la pressió a 910 metres per sota la superfície de l'oceà. Té una massa de 4,8 kg., aproximadament 93 vegades la massa total de l'atmosfera de la Terra. La pressió que es troba a la superfície de Venus és prou alta perquè el diòxid de carboni ja no sigui un gas però és un fluid supercrític. La densitat de l'aire a la superfície és 67 kg./m³, que és 6,5% la densitat de l'aigua líquida a la Terra.
La major quantitat de CO₂ a l'atmosfera de Venus amb el vapor d'aigua i diòxid de sofre crea un potent efecte hivernacle, que atrapen l'energia solar i l'augment de la temperatura de la superfície a 740 K (467 °C) més calenta que qualsevol altre planeta del sistema solar, inclòs Mercuri, tot i estar situat a doble distància del Sol i rebre només el 25% de l'energia solar que rep Mercuri. La temperatura mitjana de la superfície està per sobre del punt de fusió del plom (600 k, 327 °C), estany (505 K, 232 °C) i zinc (693 K, 420 °C). La densa atmosfera també fa que la diferència de temperatura entre el dia i la nit sigui baixa, fins i tot la lenta rotació retrògrada del planeta fan un sol dia solar duri 116,5 dies terrestres. La superfície de Venus és de 58,3 dies en la foscor abans que el Sol surti de nou darrere dels núvols. +AtmosferaAltura(km)Temperatura(°C)Pressióatmosfèrica(x Terra)046292,10542466,651038547,391534833,042030622,522526414,93302229,851351805,917401433,501451101,97950751,06655270,531460−100,235765−300,0976570−430,0369080−760,00476090−1040,0003736100−1120,00002660
A Venus la troposfera conté el 99% de la massa de l'atmosfera; el 90% de la massa es troba a 28 km de la superfície. En comparació, el 90% de l'atmosfera de la Terra es troba a menys de 10 km de la superfície. A una alçada de 50 km la pressió atmosfèrica és aproximadament igual a la superfície terrestre. Al costat de Venus, on és de nit, els núvols es poden trobar fins a 80 km per sobre de la superfície.
L'àrea de la troposfera venusiana més similar a la Terra és a prop de la tropopausa, el límit entre la troposfera i la mesosfera. Es troba a poc més de 50 km. D'acord amb els mesuraments de les sondes Magellan i Venus Express, la zona compresa entre els 52,5 i els 54 km té una temperatura d'entre 293 K (20 °C) i 310 K (37 °C) i l'àrea de 49,5 km per sobre de la superfície és on la pressió és igual a la de la Terra al nivell del mar. Com a naus espacials no tripulades enviades a Venus serien capaces de compensar les diferències de temperatura, fins a cert punt, en qualsevol lloc de 50 a 54 km sobre la superfície seria la millor zona per a l'exploració o colonització, on la temperatura permetria l'existència d'aigua líquida (entre 273 K (0 °C) i 323 K (50 °C)) i la pressió de l'aire seria igual a les zones habitades de la Terra.
Circulació La circulació a la troposfera de Venus segueix un enfocament ciclostròfic. La velocitat del seu vent es determina per l'equilibri del gradient de pressió i les forces centrífugues en el flux zonal. En contrast, la circulació en l'atmosfera es regeix per l'equilibri geostròfic. Les velocitats del vent a Venus es poden mesurar directament només per l'atmosfera superior (tropopausa), a altituds d'entre 60 i 70 km, corresponents a la cobertura dels núvols més alts. El moviment dels núvols s'observa normalment en la part ultraviolada de l'espectre, on el contrast a través dels núvols s'incrementa. La velocitat lineal del vent en aquest nivell és d'uns 100 ± 10 m/s en les latituds més baixes que 50 °. El vent mou mou en sentit retrògrad, així com la rotació del planeta. Disminueix ràpidament cap a les latituds altes, finalment arribar a zero en els pols. Aquests forts vents des de la part superior de l'atmosfera provoquen un fenomen conegut com a superrotació de l'atmosfera. En altres paraules, aquests vents ràpids circulen al voltant del planeta que gira més de pressa. La superrotació de Venus és diferencial, això vol dir que la troposfera equatorial superrotaciona més lentament que la troposfera en les latituds mitjanes. Els vents també tenen un fort gradient vertical. Baixen profundament en la troposfera a un ritme de 3 m/s per km. A prop de la superfície els vents de Venus són molt més lents que els de la Terra. Es mouen a pocs quilòmetres per hora (en general menys de 2 m/s amb una mitjana 0,3-1,0 m/s), però a causa de l'alta densitat de l'atmosfera en la superfície, és suficient per portar la pols i petites pedres de la superfície, com un corrent lent d'aigua.
Tots els vents a Venus són dirigits per convecció. L'aire calent s'eleva a la zona equatorial, on es concentra la calefacció solar, i es va als pols. Aquest fenomen s'anomena la circulació de Hadley. No obstant això, el moviment de l'aire del sud és molt més lent que els vents zonals. El límit polar de la cèl·lula de Hadley de Venus és a prop de la latitud 60°. En aquesta zona l'aire s'enfonsa i torna a l'equador sota dels núvols. Aquesta interpretació es basa en la distribució de monòxid de carboni, que es concentra en les latituds a prop dels 60°. Per sobre del límit polar de la cèl·lula de Hadley s'observa un patró diferent de moviment. En latituds entre 60° i 70° hi ha collarets de gel polars, que es caracteritzen per temperatures de 30 a 40 K més baixes que la troposfera superior en latituds properes. La temperatura més baixa es deu probablement a l'aflorament d'aire en ells i el refredament per evaporació resultant. Aquesta interpretació es basa en els núvols més alts i densos en collarets. Els núvols estan a altituds d'entre 70 i 72 km en collarets per sobre dels 5 km més alta que en els pols i les latituds baixes. Una connexió pot existir entre els collarets freds i els dolls ràpids de latituds mitjanes on el vent arriba a velocitats de 140 m/s. Els dolls també ho són una conseqüència natural del tipus de moviment Hadley i han d'existir a Venus entre les latituds 55-60°.