# جو زهره

جوّ زهره| ساختار ابرهای جو زهره که از طریق رصدهای فرابنفش آشکار شده‌اند |
| اطلاعات کلی |
| ارتفاع | ۲۵۰ کیلومتر (۱۶۰ مایل) |
| فشار متوسط سطح | ۹۲ بار (۱٬۳۳۰ پوند بر اینچ مربع) |
| جرم | ۴٫۸ کیلوگرم |
| گونه‌های شیمیایی | کسر مولی |
| ترکیب |
| کربن دی‌اکسید | ۹۶٫۵ ٪ |
| نیتروژن | ۳٫۵ ٪ |
| گوگرد دی‌اکسید | ۱۵۰ ppm |
| آرگون | ۷۰ ppm |
| بخار آب | ۲۰ ppm |
| کربن منوکسید | ۱۷ ppm |
| هلیوم | ۱۲ ppm |
| نئون | ۷ ppm |
| هیدروژن کلرید | ۰٫۱–۰٫۶ ppm |
| هیدروژن فلوئورید | ۰٫۰۰۱–۰٫۰۰۵ ppm |

**جو زهره** یا **جو ناهید** لایه‌ای بسیار متراکم از گازها است که سیاره زهره را در بر می‌گیرد. جو زهره از ۹۶٫۵٪ کربن دی‌اکسید و ۳٫۵٪ نیتروژن تشکیل شده و دیگر ترکیبات شیمیایی تنها به صورت ردپا در آن یافت می‌شوند. این جو بسیار متراکم‌تر و گرم‌تر از اتمسفر زمین است؛ دمای سطح زهره ۷۴۰ K (۴۶۷ درجه سلسیوس، ۸۷۲ درجه فارنهایت) و فشار آن ۹۳ بار (۹٫۳ مگاپاسکال؛ ۱٬۳۵۰ پوند بر اینچ مربع) است که تقریباً برابر با فشار موجود در عمق ۹۰۰ متر (۳٬۰۰۰ فوت) زیر آب در زمین است. جو زهره طبقه‌هایی از ابرهای کدر سولفوریک اسید را در خود جای داده که تمام سیاره را می‌پوشانند و تا اواخر، امکان رصد نوری سطح را از زمین یا از مدار ممکن نمی‌ساختند. آگاهی‌های مربوط به توپوگرافی سطح نخست تنها از طریق تصویربرداری راداری به دست آمد؛ اما کاوشگر پارکر خورشیدی توانست با بهره‌گیری از فروسرخ و فرکانس‌های نور مرئی نزدیک، تصاویری از سطح ثبت کند و توپوگرافی را تأیید نماید.

جز لایه‌های بسیار نزدیک به سطح، جو زهره در حالت گردش شدید قرار دارد. لایه رویین تروپوسفر پدیده‌ای به نام چرخش ابرسریع جو را نشان می‌دهد که در آن جو تنها در چهار روز زمینی یک‌بار دور سیاره می‌چرخد؛ بسیار سریع‌تر از روز نجومی سیاره که ۲۴۳ روز است. بادهایی که این چرخش ابرسریع را پدیدمی‌آورند با سرعتی بیش از ۱۰۰ متر بر ثانیه (≈۳۶۰ کیلومتر بر ساعت یا ۲۲۰ مایل بر ساعت) می‌وزند. سرعت باد می‌تواند تا ۶۰ برابر سرعت چرخش سیاره برسد، در حالی که سریع‌ترین بادهای زمین تنها ۱۰ تا ۲۰ درصد سرعت چرخش زمین هستند. با این حال، با کاهش ارتفاع، سرعت باد نیز کاهش یافته و در سطح زمین به کمتر از ۲٫۸ متر بر ثانیه (≈۱۰ کیلومتر بر ساعت یا ۶٫۲ مایل بر ساعت) می‌رسد. در نزدیکی قطب‌ها ساختارهای پرفشار معروف به گردابه‌های قطبی دیده می‌شوند. هر گردابه دارای دو چشم است و الگویی به شکل S از ابرها را نشان می‌دهد. در بالاتر از تروپوسفر، یک لایه میانی از مزوسفر قرار دارد که تروپوسفر را از ترموسفر جدا می‌کند. ترموسفر نیز با گردش قوی مشخص می‌شود، اما ماهیت آن کاملاً متفاوت است—گازهایی که در نیمکره آفتابی توسط نور خورشید گرم و تا اندازه‌ای یونیزه می‌شوند، به نیمکره تاریک کوچ می‌کنند و در آنجا بازترکیب می‌شوند و فرومی‌نشینند.

بر خلاف زمین، زهره میدان مغناطیسی ندارد. یونوسفر آن جو را از فضای بیرونی و باد خورشیدی جدا می‌سازد. این لایه یونیزه‌شده از نفوذ میدان مغناطیسی خورشید جلوگیری می‌کند و یک محیط مغناطیسی متمایز برای زهره پدیدمی‌آورد که مگنتوسفر القایی زهره نامیده می‌شود. گازهای سبک‌تر، از جمله بخار آب، پیوسته توسط باد خورشیدی از راه دنباله مغناطیسی القایی از جو رانده می‌شوند. گمان می‌رود که جو زهره تا حدود ۴ میلیارد سال پیش بیشتر شبیه به جو زمین بود و آب مایع بر سطح آن وجود داشت. شاید تبخیر آب سطحی و افزایش پیامدین سطح دیگر گازهای گلخانه‌ای موجب اثر گریز گلخانه‌ای شده باشد.

با وجود شرایط دشوار سطح، فشار جوی و دما در ارتفاع حدود ۵۰ تا ۶۵ کیلومتری بالای سطح سیاره تقریباً همانند زمین است و این امر جو بالایی زهره را به زمین‌مانندترین ناحیه در منظومه شمسی تبدیل می‌کند، حتی بیشتر از سطح مریخ. به دلیل تشابه فشار و دما و این واقعیت که هوای قابل تنفس (۲۱٪ اکسیژن، ۷۸٪ نیتروژن) در زهره همچون هلیوم در زمین یک گاز بالابر است، جو بالایی زهره به عنوان مکانی برای هر دو هدف کاوش و استعمار پیشنهاد شده‌است.

## پیشینه

کریستیان هویگنس نخستین کسی بود که فرضیه وجود جو برای زهره را مطرح کرد. او در کتاب دوم کوسموتئوروس، که در سال ۱۶۹۸ میلادی منتشر شد، می‌نویسد:

> بارها شگفت‌زده شده‌ام که هرگاه زهره را در نزدیک‌ترین فاصله‌اش به زمین از درون دوربین نجومی چهل‌وپنج یا شصت‌پایی نگریستم — آن‌گاه که همانند نیم‌ماهی به نظر می‌رسید که تازه چیزی شبیه شاخ‌ها پیدا کرده بود — همواره به نظرم یکسره نورانی و یکنواخت می‌آمد؛ چنان‌که نمی‌توانم بگویم حتی یک لکه در آن دیدم، حال آن‌که بر سطح مشتری و مریخ، که بسیار کوچک‌تر به نظر می‌رسند، این لکه‌ها کاملاً آشکارند. اگر زهره دریا و خشکی داشت، ناگزیر یکی از دیگری تاریک‌تر می‌نمود، چنان‌که هر کس از فراز کوهی بلند به زمین بنگرد در می‌یابد. گمان بردم شاید روشنایی تند زهره موجب این یکنواختی شده باشد؛ اما چون از شیشه دودی‌رنگ بهره گرفتم، باز همان بود. پس چه باید گفت؟ آیا زهره دریا ندارد، یا آب‌هایش بازتابی بیشتر از آب‌های ما دارند، یا خشکی‌هایش بازتابی کمتر؟ یا — که در نظر من محتمل‌ترین گزینه است — آیا همه آن نوری که می‌بینیم از جوی که زهره را دربر گرفته بازتابیده نمی‌شود؟ جوی که چگال‌تر و جامع‌تر از جو مریخ یا مشتری است، دیدن خود کره سیاره را از ما پنهان می‌کند و در همان حال می‌تواند پرتوهایی را که از خورشید دریافت می‌کند بازپس بفرستد.
>
>

دلیل قطعی برای وجود جو زهره را میخاییل لومونسف فراهم کرد؛ بر پایه رصد گذر زهره در سال ۱۷۶۱ میلادی از یک رصدخانه کوچک نزدیک خانه‌اش در سنت پترزبورگ، روسیه.

## ساختار و ترکیب

### ترکیب

جو زهره در درجه اول از کربن دی‌اکسید تشکیل شده، با مقداری نیتروژن و ردپاهایی از ترکیبات دیگر. مقدار نیتروژن در جو زهره نسبت به کربن دی‌اکسید کم است، اما از آنجا که جو زهره بسیار ضخیم‌تر از جو زمین است، مقدار کل نیتروژن آن چهار برابر مقدار نیتروژن زمین (که ۷۸٪ جو زمین را تشکیل می‌دهد) است.

جو زهره حاوی مقادیر کمی از ترکیبات حاوی هیدروژن است، مانند هیدروژن کلرید (HCl) و هیدروژن فلوئورید (HF). همچنین کربن منوکسید (CO)، بخار آب (H₂O) و اکسیژن مولکولی (O₂) نیز در آن یافت می‌شوند. بخش بزرگی از هیدروژن سیاره به نظر می‌رسد به فضا گریخته باشد، و باقیمانده آن سولفوریک اسید (H₂SO₄) و هیدروژن سولفید (H₂S) تشکیل داده‌است. در نتیجه، هیدروژن در جو زهره به مقدار نسبتاً کمی یافت می‌شود. از دست رفتن مقادیر قابل توجه هیدروژن از طریق نسبت بسیار بالای دوتریوم به هیدروژن (D/H) در جو اثبات می‌شود. این نسبت ۰٫۰۲۵ است که از نسبت زمینی ۱٫۶×۱۰⁻⁴ بسیار بیشتر است. افزون بر این، در جو بالایی زهره نسبت D/H یک و نیم برابر بیشتر از سایر نقاط سیاره است.

### ساختار

تصویر رنگ‌های کاذب از جو پایینی زهره که توسط گالیله گرفته شده‌است.
جو زهره را می‌توان به‌طور کلی به سه بخش تقسیم کرد:

* **جو پایینی** (*lower haze region*)، میان سطح تا ارتفاع ۴۸ کیلومتری، که نسبتاً روشن است. خورشید در این لایه تنها به شکل یک هاله نارنجی‌رنگ در میان ابرها دیده می‌شود؛
* **لایه ابری** (*cloud region*)، ضخیم (نزدیک به ۳۷ کیلومتر). این ابرها از ارتفاع ۳۱ تا ۶۸ کیلومتری گسترده‌اند. این لایه ابری کدر نور خورشید را بازتاب می‌دهد و مشاهده مستقیم سطح زهره از زمین را ناممکن می‌سازد. لایه ابری خود به سه زیرلایه تقسیم می‌شود:
	+ **لایه پایینی** (*lower cloud region*)، از ۳۱ تا ۵۱ کیلومتر. از ۳۱ تا ۴۸ کیلومتر، جو «مه‌آلود» توصیف می‌شود زیرا ذرات اندکی از سولفوریک اسید در آن وجود دارد. از ۴۸ تا ۵۱ کیلومتر، متراکم‌ترین لایه جو زهره قرار دارد که در آن ذرات بزرگ گوگرد (هم مایع و هم جامد) غالب هستند؛
	+ **لایه میانی** (*middle cloud region*)، از ۵۱ تا ۵۲ کیلومتر، که نسبتاً شفاف است؛
	+ **لایه بالایی** (*upper cloud region*)، از ۵۲ تا ۶۸ کیلومتر. از ۵۲ تا ۵۸ کیلومتر از قطرات سولفوریک اسید و اسید کلریدریک و ذرات گوگرد (هم مایع و هم جامد) تشکیل شده‌است. قطرات سولفوریک اسید به صورت محلول آبی هستند که ۷۵٪ آن سولفوریک اسید و ۲۵٪ آب است. بالاترین بخش لایه فوقانی، از ۵۸ تا ۶۸ کیلومتر، از مه کریستال‌های یخ تشکیل شده‌است که ظاهر «شیری» زهره را از زمین توجیه می‌کند؛
* **جو بالایی** (*upper haze region*)، میان ۶۸ تا ۹۰ کیلومتر، که کاملاً شفاف است.

### تروپوسفر

ترکیب جو زهره. نمودار سمت راست نمای گسترده‌شده عناصر ردپا را نشان می‌دهد که کمتر از یک‌هزارم کل را تشکیل می‌دهند.
جو به چند بخش بر اساس ارتفاع تقسیم می‌شود. متراکم‌ترین بخش، تروپوسفر، از سطح آغاز شده و تا حدود ۶۵ کیلومتر ادامه می‌یابد. در سطح، بادها کند هستند، اما در بالاترین بخش تروپوسفر، دما و فشار اتمسفری مشابه زمین است و ابرها با سرعت ۱۰۰ متر بر ثانیه حرکت می‌کنند.

فشار اتمسفری در سطح زهره ۹۲ برابر زمین است؛ چنین فشاری در زمین تنها در عمق ۹۱۰ متری زیر سطح اقیانوس‌ها یافت می‌شود. جرم کل جو ۴٫۸×۱۰²⁰ کیلوگرم است که ۹۳ برابر جرم جو زمین می‌باشد. فشار در سطح زهره چنان زیاد است که کربن دی‌اکسید (CO₂) از نظر فنی دیگر یک گاز نیست، بلکه یک سیال ابربحرانی است. چگالی هوا در سطح ۶۷ کیلوگرم بر متر مکعب است، یعنی ۶٫۵٪ چگالی آب مایع در زمین و حدود ۵۰ برابر چگالی هوای زمین.

مقدار زیاد CO₂ در کنار بخار آب و گوگرد دی‌اکسید (SO₂) یک اثر گلخانه‌ای شدید ایجاد می‌کند که انرژی خورشیدی را حبس کرده و دما را در سطح به حدود ۷۴۰ کلوین (۴۶۷ درجه سانتیگراد) می‌رساند و زهره را گرم‌ترین سیاره منظومه شمسی می‌کند، هرچند این سیاره تنها ۲۵٪ انرژی خورشیدی دریافتی عطارد را می‌گیرد. دمای متوسط سطح بسیار بالاتر از نقطه ذوب سرب (۶۰۰ کلوین / ۳۲۷ درجه سانتیگراد)، قلع (۵۰۵ کلوین / ۲۳۲ درجه سانتیگراد) و روی (۶۹۳ کلوین / ۴۲۰ درجه سانتیگراد) است. تروپوسفر ضخیم همچنین تفاوت دمای میان روز و شب را کاهش می‌دهد، هرچند چرخش پسگرد سیاره یک روز خورشیدی ۱۱۶٫۵ روز زمینی ایجاد می‌کند.

تغییرات دما و فشار بر حسب ارتفاع| ارتفاع (کیلومتر) | دما (درجه سانتیگراد) | فشار اتمسفری (اتمسفر) |
| --- | --- | --- |
| ۰ | ۴۶۲ | ۹۲٫۱۰ |
| ۵ | ۴۲۴ | ۶۶٫۶۵ |
| ۱۰ | ۳۸۵ | ۴۷٫۳۹ |
| ۱۵ | ۳۴۸ | ۳۳٫۰۴ |
| ۲۰ | ۳۰۸ | ۲۲٫۵۲ |
| ۲۵ | ۲۶۷ | ۱۴٫۹۳ |
| ۳۰ | ۲۲۴ | ۹٫۸۵۱ |
| ۳۵ | ۱۸۲ | ۵٫۹۱۷ |
| ۴۰ | ۱۴۵ | ۳٫۵۰۱ |
| ۴۵ | ۱۱۲ | ۱٫۹۷۹ |
| ۵۰ | ۷۷ | ۱٫۰۶۶ |
| ۵۵ | ۲۹ | ۰٫۵۳۱۴ |
| ۶۰ | −۱۰ | ۰٫۲۳۵۷ |
| ۶۵ | −۳۰ | ۰٫۰۹۷۶۵ |
| ۷۰ | −۴۳ | ۰٫۰۳۶۹۰ |
| ۷۵ | −۵۸ | ۰٫۰۱۳۶۳ |
| ۸۰ | −۷۶ | ۰٫۰۰۴۷۶۰ |
| ۸۵ | −۹۲ | ۰٫۰۰۱۳۹۳ |
| ۹۰ | −۱۰۴ | ۰٫۰۰۰۳۷۳۶ |
| ۹۵ | −۱۰۵ | ۰٫۰۰۰۱۰۱۶ |
| ۱۰۰ | −۱۱۲ | ۰٫۰۰۰۰۲۶۶۰ |

تروپوسفر زهره ۹۹٪ از جرم جو را در خود دارد. ۹۰٪ جو زهره میان سطح و ارتفاع ۲۸ کیلومتری قرار دارد، در حالی که ۹۰٪ جو زمین میان سطح و ۱۰ کیلومتر است. ابرهایی که در سمت شب زهره قرار دارند، می‌توانند تا ۸۰ کیلومتر بالای سطح برسند.

ناحیه‌ای از تروپوسفر که بیشترین شباهت را با زمین دارد، نزدیک به تروپوپاز (مرز میان تروپوسفر و مزوسفر) در حدود ۵۰ کیلومتر ارتفاع قرار دارد. بر اساس داده‌های کاوشگرهای ماژلان و ونوس اکسپرس، ناحیه میان ۵۲٫۵ تا ۵۴ کیلومتر دمایی میان ۲۹۳ کلوین (۲۰ درجه سانتیگراد) و ۳۱۰ کلوین (۳۷ درجه سانتیگراد) دارد و ناحیه بالاتر از ۴۹٫۵ کیلومتر فشاری برابر با فشار سطح دریای زمین دارد.

#### گردش جوی

لایه ابری زهره در ۴٫۲ روز زمینی یک دور کامل (دور زهره) می‌زند. این جریان همرفت طبیعی که از شرق به غرب (یعنی در جهت پسگرد) حرکت می‌کند، «فراچرخش» نامیده می‌شود. این بادها از طریق گرادیان فشار و نیروی گریز از مرکز که جریان‌های منطقه‌ای (Zonal and meridional flow) ایجاد می‌کنند، پدید می‌آیند.

فراچرخش از حدود ۱۰ کیلومتر ارتفاع آغاز می‌شود و به‌تدریج تا ۶۵ کیلومتر تقویت می‌شود، جایی که بادها در خط استوا به سرعت‌هایی در حدود ۵۴۰ کیلومتر در ساعت می‌رسند. از آنجا سرعت باد با نرخ ۳ متر بر ثانیه در هر کیلومتر کاهش می‌یابد و در حدود ۹۵ کیلومتر به صفر می‌رسد. همچنین سرعت با افزایش عرض جغرافیایی کاهش می‌یابد و احتمالاً در قطب‌ها به صفر می‌رسد.

به بیان دیگر، این بادها سریع‌تر از چرخش خود سیاره (پنجاه برابر سریع‌تر از سطح) دور سیاره می‌گردند. با این حال، در سطح، بادها از چند کیلومتر در ساعت تجاوز نمی‌کنند (معمولاً کمتر از ۲ متر بر ثانیه)، اما به دلیل چگالی زیاد جو (یک‌دهم چگالی آب در سطح)، این سرعت برای فرسایش، جابه‌جایی گرد و غبار و سنگ‌ها کافی است، همان‌طور که یک جویبار در چنین سرعتی بر روی زمین چنین عمل می‌کند.

دما در سطح سیاره (هم در سمت روشن و هم در سمت تاریک) تقریباً یکنواخت و ثابت است؛ بادها آن را به یکسانی توزیع می‌کنند. این توضیح می‌دهد که چرا اختلاف دما در مشاهدات چندان کم است. در طول شب‌های زهره که حدود ۵۸ روز زمینی به طول می‌انجامند، دما کاهش بسیار کمی می‌یابد. با این حال، در ارتفاعات بالاتر که جو بسیار سبک‌تر است وضع متفاوت است؛ در ۱۰۰ کیلومتر، دما از ۲۹ درجه سانتیگراد در روز به −۱۴۳ درجه سانتیگراد در شب تغییر می‌کند.

هوای گرم در خط استوا بالا می‌رود، جایی که گرمای خورشیدی متمرکز است، و به سمت قطب‌ها جریان می‌یابد. این پدیده «سلول هادلی» نامیده می‌شود. با این حال، این پدیده تنها تا عرض جغرافیایی ±۶۰ درجه ادامه دارد. در آنجا هوا زیر ابرها به سمت خط استوا بازمی‌گردد. این تفسیر از گردش هوا با توزیع کربن منوکسید در اطراف عرض جغرافیایی ±۶۰ درجه تأیید می‌شود. در عرض‌های بالاتر، نوع دیگری از گردش مشاهده می‌شود. در عرض‌های جغرافیایی میان ۶۰ تا ۷۰ درجه، «گردنه‌های قطبی» وجود دارند. این گردنه‌ها با دماهایی میان ۳۰ تا ۴۰ کلوین پایین‌تر از سایر عرض‌های جغرافیایی مشخص می‌شوند، که احتمالاً به دلیل سرمایش بی‌دررو است.

ساختارهای شگفت‌انگیزی به نام تاوه‌های قطبی مشاهده شده‌اند. این‌ها طوفان‌هایی شبیه به گردبادهای غول‌آسا هستند (چهار برابر بزرگ‌تر از همتایان زمینی‌شان). هر تاوه دو مرکز دارد که حول آن‌ها می‌چرخد و شکل «S» به خود می‌گیرد. چنین ساختارهایی «دوقطبی‌های قطبی» نامیده می‌شوند. تاوه‌ها در دوره‌ای حدود ۳ روز در جهت فراچرخش جو می‌چرخند. سرعت باد در لبه‌های بیرونی آن‌ها ۳۵ تا ۵۰ متر بر ثانیه است و در قطب‌ها به صفر می‌رسد. دما در بالای ابرهای تشکیل‌دهنده تاوه‌ها حدود ۲۵۰ کلوین (−۲۳ درجه سانتیگراد) است.

اولین تاوه زهره (در قطب شمال) توسط مأموریت پایونیر ونوس در ۱۹۷۸ کشف شد. دومین تاوه زهره (در قطب جنوب) در سال ۲۰۰۶ (۱۳۸۵ خورشیدی) توسط ونوس اکسپرس کشف شد.

### جو بالایی و یونوسفر

مزوسفر زهره از ۶۵ تا ۱۲۰ کیلومتر ارتفاع گسترده‌است و ترموسفر از حدود ۱۲۰ کیلومتر آغاز می‌شود و احتمالاً به مرز بالایی جو (اگزوسفر) میان ۲۲۰ تا ۳۵۰ کیلومتر می‌رسد. اگزوسفر بخشی از جو است که در آن برخوردهای میان ذرات نادر و ناچیز محسوب می‌شوند.

مزوسفر زهره را می‌توان به دو لایه تقسیم کرد: لایه پایینی از ۶۲ تا ۷۳ کیلومتر و لایه بالایی از ۷۳ تا ۹۵ کیلومتر. در لایه پایینی دما تقریباً همیشه ۲۳۰ کلوین (−۴۳ درجه سانتیگراد) است. این لایه با لایه ابری بالایی همپوشانی دارد. در لایه دوم، دما دوباره کاهش می‌یابد و در ارتفاع ۹۵ کیلومتر به ۱۶۵ کلوین (−۱۰۸ درجه سانتیگراد) می‌رسد، جایی که مزوپاز آغاز می‌شود. این سردترین ناحیه جو زهره در طول روز است.

گردش در مزوسفر بالایی و ترموسفر زهره کاملاً متفاوت از گردش در جو پایینی است. در ارتفاعات ۹۰ تا ۱۵۰ کیلومتر، هوای زهره از سمت روشن به سمت تاریک حرکت می‌کند، با صعود هوا از سمت روشن و نزول آن از سمت تاریک. جریان نزولی در سمت تاریک موجب گرمایش بی‌دررو هوا می‌شود و یک لایه گرم در بخش شبانه مزوسفر در ارتفاعات ۹۰ تا ۱۲۰ کیلومتر تشکیل می‌دهد. دما در این ناحیه (۲۳۰ کلوین، یعنی −۴۳ درجه سانتیگراد) از دمای سایر نقاط ترموسفر (۱۰۰ کلوین، یعنی −۱۷۳ درجه سانتیگراد) بالاتر است. هوایی که از سمت روشن سیاره می‌آید، اتم‌های اکسیژن نیز به همراه می‌آورد که پس از ترکیب مجدد، مولکول‌های اکسیژن تک‌بنیاد (¹Δg) تشکیل می‌دهند که با گسیل فوتون‌هایی در طول موج ۱٫۲۷ میکرومتر در ناحیه فروسرخ، وجود خود را نشان می‌دهند. بخش تاریک مزوسفر بالایی و ترموسفر زهره منبع گسیل‌های غیر-تعادل ترمودینامیکی (non-LTE) مولکول‌های CO₂ و نیتریک اکسید (NO) است که مسئول دماهای پایین این بخش از ترموسفر هستند.

کاوشگر ونوس اکسپرس از طریق اختفای ستاره‌ای نشان داد که مه جوی در سمت تاریک بالاتر از سمت روشن گسترش می‌یابد. در سمت روشن لایه ابری ۲۰ کیلومتر ضخامت دارد و تا ۶۵ کیلومتر امتداد می‌یابد، در حالی که در سمت تاریک لایه ابری به ارتفاع ۹۰ کیلومتر (درون مزوسفر) می‌رسد و تا ۱۰۵ کیلومتر به شکل مه نیمه‌شفاف ادامه دارد.

زهره دارای یونوسفر است که میان ۱۲۰ تا ۳۰۰ کیلومتر ارتفاع قرار دارد. یونوسفر تقریباً با ترموسفر همپوشانی دارد. سطوح بالای یونش تنها در سمت روشن سیاره حفظ می‌شوند. در سمت تاریک، الکترون‌ها تقریباً وجود ندارند. یونوسفر زهره از سه لایه اصلی تشکیل شده‌است: لایه اول از ۱۲۰ تا ۱۳۰ کیلومتر، لایه دوم از ۱۴۰ تا ۱۶۰ کیلومتر و لایه سوم از ۲۰۰ تا ۲۵۰ کیلومتر. احتمالاً یک لایه میانی در حدود ۱۸۰ کیلومتر وجود دارد. بیشترین چگالی الکترون‌ها با مقدار ۳×۱۰¹¹ متر مکعب در لایه دوم در نقطه زیرخورشیدی به دست می‌آید. مرز بالایی یونوسفر — یونوپاز — میان ۲۲۰ تا ۳۷۵ کیلومتر ارتفاع قرار دارد. یون اصلی در دو لایه نخست O₂⁺ است و در لایه سوم یون‌های O⁺ غالب هستند.

### مگنتوسفر

برهم‌کنش زهره با باد خورشیدی.
زهره به نداشتن میدان مغناطیسی شناخته شده‌است. دلیل این نبود شناخته نیست، اما احتمالاً به چرخش سیاره یا نبود همرفت در گوشته سیاره‌ای مربوط است. زهره تنها یک مگنتوسفر القایی دارد که از میدان مغناطیسی خورشید که توسط باد خورشیدی حمل می‌شود، تشکیل می‌گردد. مگنتوسفر زهره دارای شوک تعظیم، مگنتوغلاف و مگنتوپوز است.

در نقطه زیرخورشیدی، موج ضربه در ۱۹۰۰ کیلومتر (۰٫۳ شعاع زهره) بالای سطح زهره قرار دارد. این فاصله در سال ۲۰۰۷ (۱۳۸۶ خورشیدی) در هنگام کمینه فعالیت خورشیدی اندازه‌گیری شد. در هنگام بیشینه فعالیت خورشیدی، این فاصله می‌تواند بزرگ‌تر باشد. مگنتوپوز در ارتفاع ۳۰۰ کیلومتری قرار دارد. مرز بالایی یونوسفر (یونوپاز) در نزدیکی ۲۵۰ کیلومتر ارتفاع است. میان مگنتوپوز و یونوپاز یک سد مغناطیسی وجود دارد — یک میدان مغناطیسی موضعی — که از نفوذ عمیق پلاسمای خورشیدی به جو سیاره جلوگیری می‌کند، دست‌کم در هنگام کمینه فعالیت خورشیدی. میدان مغناطیسی این سد به ۴۰ نانوتسلا می‌رسد. دنباله مغناطیسی تا ۱۰ شعاع سیاره گسترش می‌یابد. این فعال‌ترین ناحیه مگنتوسفر زهره است. در دنباله، ترکیب مجدد و شتاب‌دهی ذرات رخ می‌دهد. انرژی تولیدشده توسط الکترون‌ها و یون‌ها در دنباله به ترتیب ۱۰۰ الکترون‌ولت و ۱۰۰۰ الکترون‌ولت است.

به دلیل نبود میدان مغناطیسی، باد خورشیدی نسبتاً عمیق در اگزوسفر سیاره نفوذ می‌کند و موجب تحلیل جوی می‌شود. تحلیل عمدتاً از طریق دنباله مغناطیسی صورت می‌گیرد. در حال حاضر، عمده‌ترین یون‌های از دست رفته O⁺، H⁺ و He⁺ هستند. نسبت تحلیل هیدروژن به اکسیژن که به ۲ نزدیک است (یعنی نسبت استوکیومتریک) نشان‌دهنده تحلیل آب است.

### ترکیب

ترکیب جو زهره. نمودار سمت راست نمایی گسترده‌تر از عناصر کمیاب است که در مجموع حتی یک دهم درصد از کل جو را هم تشکیل نمی‌دهند.
جو زهره از ۹۶٫۵٪ کربن دی‌اکسید، ۳٫۵٪ نیتروژن و مقادیر ناچیزی از گازهای دیگر — به‌ویژه گوگرد دی‌اکسید — تشکیل شده‌است. مقدار نیتروژن در جو زهره در مقایسه با کربن دی‌اکسید نسبتاً اندک است؛ اما چون جو زهره بسیار ضخیم‌تر از جو زمین است، محتوای کل نیتروژن آن تقریباً چهار برابر بیشتر از زمین است، با اینکه بر روی زمین نیتروژن حدود ۷۸٪ از جو را تشکیل می‌دهد.

جو زهره دربرگیرنده طیفی از ترکیبات در مقادیر اندک است که برخی از آن‌ها بر پایه هیدروژن هستند، مانند هیدروژن کلرید (HCl) و هیدروژن فلوئورید (HF). همچنین کربن منوکسید، بخار آب و اکسیژن اتمی نیز در جو وجود دارند. هیدروژن در جو زهره به‌نسبت کمیاب است. بر اساس نظریه‌های موجود، بخش بزرگی از هیدروژن این سیاره به فضا گریخته‌است، و باقی‌مانده آن عمدتاً در بخار آب و سولفوریک اسید (H2SO4) به دام افتاده‌است. شواهد محکمی از افت قابل‌توجه هیدروژن در سیر تکاملی سیاره وجود دارد و آن نسبت بسیار بالای D/H اندازه‌گیری‌شده در جو زهره است. این نسبت حدود ۰٫۰۱۵ تا ۰٫۰۲۵ است که ۱۰۰ تا ۱۵۰ برابر بیشتر از مقدار زمینی ۱٫۶×۱۰−۴ می‌باشد. بر پایه برخی اندازه‌گیری‌ها، نسبت D/H در لایه‌های بالایی جو زهره ۱٫۵ برابر بیشتر از میانگین کل جو است.

ترکیب جوطیف جذبی یک مخلوط ساده از گازها متناظر با اتمسفر زمینترکیب جو زهره بر پایه داده‌های HITRAN که با سامانه HITRAN on the Web تهیه شده‌است.رنگ سبز — بخار آب، رنگ قرمز — کربن دی‌اکسید، WN — عدد موج (رنگ‌های دیگر معناهای متفاوتی دارند؛ طول موجهای کوتاه‌تر در سمت راست و بلندتر در سمت چپ).
#### فسفین

در سال ۲۰۲۰، بحث‌های گسترده‌ای دربارهٔ احتمال وجود فسفین (PH3) به مقدار ناچیز در جو زهره درگرفت. این موضوع از آن جهت اهمیت داشت که فسفین یک نشانگر زیستی بالقوه برای نشان دادن حضور حیات به‌شمار می‌رود. این بحث‌ها پس از اعلامیه‌ای در سپتامبر ۲۰۲۰ مطرح شد که در آن ادعا می‌شد این ترکیب به مقدار ناچیز شناسایی شده‌است. هیچ منبع غیرزیستی شناخته‌شده‌ای در زهره وجود ندارد که بتواند فسفین را به مقدار شناسایی‌شده تولید کند. پس از بررسی مجدد، خطایی در درون‌یابی داده‌ها کشف شد که موجب پدید آمدن چندین خط طیفی کاذب از جمله خط طیفی فسفین شده بود. تحلیل مجدد داده‌ها با الگوریتم اصلاح‌شده یا به شناسایی فسفین نینجامید یا غلظت بسیار پایین‌تری معادل ۱ ppb را نشان داد.

این اعلامیه موجب تحلیل مجدد داده‌های پایونیر ونوس شد که نشان داد بخشی از خطوط طیفی کلر و تمامی خطوط طیفی هیدروژن سولفید در واقع مربوط به فسفین هستند؛ بدین معنا که غلظت کلر کمتر از آنچه تصور می‌شد است و هیدروژن سولفید اصلاً شناسایی نشده‌است. همچنین تحلیل مجدد اندازه‌گیری‌های طیفی مادون‌قرمز بایگانی‌شده توسط تسهیلات تلسکوپ مادون‌قرمز ناسا در سال ۲۰۱۵ هیچ فسفینی را در جو زهره آشکار نساخت و حد بالایی برابر با ۵ ppb برای غلظت فسفین تعیین کرد که یک چهارم مقدار طیف‌سنجی گزارش‌شده در سپتامبر بود.

در سال ۲۰۲۲، عدم شناسایی فسفین با حد بالایی برابر ۰٫۸ ppb برای ارتفاع‌های ۷۵ تا ۱۱۰ کیلومتری جو زهره اعلام شد.

در سپتامبر ۲۰۲۴، تحلیل مقدماتی داده‌های JCMT-ونوس وجود فسفین را در جو زهره با غلظت ۳۰۰ ppb در ارتفاع ۵۵ کیلومتری تأیید کرد. پردازش بیشتر داده‌ها برای اندازه‌گیری غلظت فسفین در لایه‌های عمیق‌تر ابر زهره همچنان ادامه دارد.

#### آمونیاک

آمونیاک در جو زهره به‌صورت آزمایشی توسط دو کاوشگر جوی — ونرا ۸ و پایونیر ونوس مولتی‌پروب — شناسایی شد، هرچند این شناسایی در آن زمان به دلیل رفتار ضعیف‌شناخته‌شده حسگرها در محیط زهره و این باور که آمونیاک در اتمسفر شدیداً اکسیدکننده زهره از نظر شیمیایی ناپایدار است، رد شد.

### تروپوسفر

مقایسه ترکیب جو – زهره، مریخ، زمین (گذشته و حال).
جو به چند بخش بر اساس ارتفاع تقسیم می‌شود. متراکم‌ترین بخش جو، تروپوسفر، از سطح آغاز می‌شود و تا ارتفاع ۶۵ کیلومتری ادامه دارد. بادها در نزدیکی سطح کُند هستند، اما در بالای تروپوسفر دما و فشار به سطوح مشابه زمین می‌رسند و ابرها به سرعت ۱۰۰ متر بر ثانیه (۳۶۰ کیلومتر بر ساعت) می‌رسند.

نقاشی سال ۱۷۶۱ میخاییل لومونسف در اثر خود دربارهٔ کشف جو زهره
فشار اتمسفری در سطح زهره حدود ۹۲ برابر فشار زمین است که با فشار موجود در عمق حدود ۹۰۰ متری زیر سطح اقیانوس برابری می‌کند. جو دارای جرمی برابر ۸/۴×۱۰۲۰ کیلوگرم است که حدود ۹۳ برابر جرم کل جو زمین است. چگالی هوا در سطح ۶۵ کیلوگرم بر متر مکعب است که ۵/۶ درصد چگالی آب مایع روی زمین است. فشار موجود در سطح زهره آنقدر زیاد است که کربن دی‌اکسید از نظر فنی دیگر گاز نیست بلکه یک سیال ابربحرانی است. این کربن دی‌اکسید ابربحرانی نوعی دریا را تشکیل می‌دهد با چگالی ۵/۶ درصد آب که تمام سطح زهره را می‌پوشاند. این دریای کربن دی‌اکسید ابربحرانی گرما را بسیار کارآمد منتقل می‌کند و تغییرات دما را میان شب و روز (که هر کدام ۵۶ روز زمینی طول می‌کشند) تعدیل می‌کند. فشارهای جوی بسیار بالاتر در گذشته زهره ممکن است لایه‌ای حتی بیشتر شبیه مایع از کربن دی‌اکسید ابربحرانی ایجاد کرده باشد که چشم‌انداز زهره را شکل داده‌است؛ در مجموع هنوز روشن نیست که محیط ابربحرانی چگونه رفتار می‌کند و چه شکلی به خود می‌گیرد.

مقدار زیاد CO۲ در جو همراه با بخار آب و گوگرد دی‌اکسید یک اثر گلخانه‌ای قوی ایجاد می‌کند که انرژی خورشیدی را به دام می‌اندازد و دمای سطح را تا حدود ۷۴۰ کلوین (۴۶۷ درجه سلسیوس) بالا می‌برد، که از هر سیاره زمین‌سان دیگری در منظومه شمسی گرم‌تر است، حتی از عطارد با وجود اینکه زهره دورتر از خورشید قرار دارد و تنها ۲۵ درصد از انرژی خورشیدی (در هر واحد سطح) که عطارد دریافت می‌کند به آن می‌رسد. دمای میانگین سطح بالاتر از نقطه ذوب سرب (۶۰۰ کلوین، ۳۲۷ درجه سلسیوس)، قلع (۵۰۵ کلوین، ۲۳۲ درجه سلسیوس) و روی (۶۹۳ کلوین، ۴۲۰ درجه سلسیوس) است. تروپوسفر ضخیم همچنین تفاوت دما میان طرف روز و شب را کم می‌کند حتی با وجود اینکه چرخش رتروگراد کُند سیاره باعث می‌شود یک روز خورشیدی ۵/۱۱۶ روز زمینی طول بکشد. سطح زهره ۳/۵۸ روز در تاریکی سپری می‌کند تا دوباره خورشید از پشت ابرها طلوع کند.

جو|  |
| ارتفاع (کیلومتر) | دما (°C) | فشار اتمسفری (اتمسفر (یکا)) |
| ۰۰۰ | 0۴۶۲ | ۹۲٫۱۰ |
| ۰۰۵ | 0۴۲۴ | ۶۶٫۶۵ |
| 0۱۰ | 0۳۸۵ | ۴۷٫۳۹ |
| 0۱۵ | 0۳۴۸ | ۳۳٫۰۴ |
| 0۲۰ | 0۳۰۶ | ۲۲٫۵۲ |
| 0۲۵ | 0۲۶۴ | ۱۴٫۹۳ |
| 0۳۰ | 0۲۲۲ | 0۹٫۸۵۱ |
| 0۳۵ | 0۱۸۰ | 0۵٫۹۱۷ |
| 0۴۰ | 0۱۴۳ | 0۳٫۵۰۱ |
| 0۴۵ | 0۱۱۰ | 0۱٫۹۷۹ |
| 0۵۰ | ۰۰۷۵ | 0۱٫۰۶۶ |
| 0۵۵ | ۰۰۲۷ | 0۰٫۵۳۱ ۴ |
| 0۶۰ | 0−۱۰ | 0۰٫۲۳۵ ۷ |
| 0۶۵ | 0−۳۰ | 0۰٫۰۹۷ ۶۵ |
| 0۷۰ | 0−۴۳ | 0۰٫۰۳۶ ۹۰ |
| 0۸۰ | 0−۷۶ | 0۰٫۰۰۴ ۷۶۰ |
| 0۹۰ | −۱۰۴ | 0۰٫۰۰۰ ۳۷۳ ۶ |
| ۱۰۰ | −۱۱۲ | 0۰٫۰۰۰ ۰۲۶ ۶۰ |

تروپوسفر زهره ۹۹ درصد جرم جو را دربرمی‌گیرد. ۹۰ درصد جو زهره در فاصله ۲۸ کیلومتری (۵/۱۷ مایل) از سطح قرار دارد؛ در مقایسه، ۹۰ درصد جو زمین در فاصله ۱۶ کیلومتری (۱۰ مایل) از سطح است. در ارتفاع ۵۰ کیلومتری (۳۱ مایل) فشار اتمسفری تقریباً با فشار سطح زمین برابر است. در طرف شب زهره، ابرها می‌توانند تا ارتفاع ۸۰ کیلومتری (۵۰ مایل) از سطح یافت شوند.

ناحیه‌ای از تروپوسفر که بیشترین شباهت را به زمین دارد نزدیک تروپوپاز است — مرز میان تروپوسفر و مزوسفر — که کمی بالاتر از ۵۰ کیلومتری قرار دارد. بر اساس اندازه‌گیری‌های کاوشگرهای ماژلان و ونوس اکسپرس، ارتفاع ۵/۵۲ تا ۵۴ کیلومتری دمایی میان ۲۹۳ کلوین (۲۰ درجه سلسیوس) تا ۳۱۰ کلوین (۳۷ درجه سلسیوس) دارد و ارتفاع ۵/۴۹ کیلومتری بالای سطح جایی است که فشار با فشار زمین در سطح دریا برابر می‌شود. از آنجا که سفینه‌های سرنشین‌دار اعزام‌شده به زهره می‌توانند تا حدودی تفاوت‌های دمایی را جبران کنند، ارتفاع تقریبی ۵۰ تا ۵۴ کیلومتری بالای سطح آسان‌ترین ارتفاع برای پایگاه اکتشافی یا مستعمره خواهد بود؛ جایی که دما در بازه حیاتی «آب مایع» یعنی ۲۷۳ کلوین (۰ درجه سلسیوس) تا ۳۲۳ کلوین (۵۰ درجه سلسیوس) قرار می‌گیرد و فشار هوا با نواحی قابل سکونت زمین یکسان است. از آنجا که CO۲ سنگین‌تر از هواست، هوای مستعمره (نیتروژن و اکسیژن) می‌تواند سازه را در آن ارتفاع مانند یک کشتی هوایی شناور نگه دارد.

#### گردش

تصویر ترکیبی از تاوه قطبی زهره در قرمز تند (تصویر قرمز نمایی فروسرخی از ابرهای بلند گرم و تصویر خاکستری نمایی فرابنفش از ابرهای پایین‌تر است)
گردش در تروپوسفر زهره از الگوی به‌اصطلاح جریان سیکلوستروفیک پیروی می‌کند. سرعت باد آن تقریباً برآیند توازن شیو فشار و نیروی گریز از مرکز در جریانی تقریباً خالص ناحیه‌ای است. در مقابل، گردش در جو زمین تحت حاکمیت توازن باد ژئوستروفیک است. سرعت باد زهره تنها در تروپوسفر فوقانی (تروپوپاز)، بین ارتفاع ۶۰ تا ۷۰ کیلومتری که با لایه ابری بالایی مطابقت دارد، قابل اندازه‌گیری مستقیم است. حرکت ابرها معمولاً در بخش فرابنفش طیف رصد می‌شود که در آن تضاد میان ابرها بیشترین مقدار را دارد. سرعت خطی باد در این سطح حدود ۱۰۰ ± ۱۰ متر بر ثانیه در عرض‌های جغرافیایی زیر ۵۰ درجه است. این بادها به معنای مخالف‌گرد می‌وزند؛ یعنی در راستای چرخش مخالف‌گرد سیاره حرکت می‌کنند. بادها به‌سرعت به سمت عرض‌های جغرافیایی بالاتر کاهش می‌یابند و در نهایت در قطب‌ها به صفر می‌رسند. چنین بادهای نیرومندی در لبه ابری پدیده‌ای موسوم به ابرچرخش جو را پدیدمی‌آورند. به‌عبارت دیگر این بادهای پرشتاب، کل سیاره را سریع‌تر از چرخش خود سیاره دور می‌زنند. ابرچرخش در زهره تفاضلی است؛ یعنی تروپوسفر استوایی کندتر از تروپوسفر در عرض‌های میانی ابرچرخش می‌کند. بادها همچنین شیب قائم نیرومندی دارند. در اعماق تروپوسفر با نرخ ۳ متر بر ثانیه به ازای هر کیلومتر کاهش می‌یابند. بادهای نزدیک به سطح زهره بسیار کندتر از بادهای سطح زمین هستند و تنها با چند کیلومتر بر ساعت می‌وزند (معمولاً کمتر از ۲ متر بر ثانیه و به‌طور میانگین ۰٫۳ تا ۱٫۰ متر بر ثانیه)؛ اما به دلیل چگالی زیاد جو در سطح، همین مقدار نیز برای جابه‌جا کردن گرد و سنگ‌های کوچک در سرتاسر سطح کافی است، همانند یک جریان آب آهسته‌رو.

مؤلفه نصف‌النهاری (شمال-جنوب) گردش جوی در جو زهره. توجه شود که گردش نصف‌النهاری بسیار کمتر از گردش ناحیه‌ای است که گرما را میان طرف روز و شب سیاره منتقل می‌کند
همه بادهای زهره در نهایت توسط همرفت برانگیخته می‌شوند. هوای گرم در ناحیه استوایی که گرمایش خورشیدی در آن متمرکز است بالا می‌رود و به سمت قطب‌ها جاری می‌شود. این واژگونی تقریباً فراگیر تروپوسفر سلول هادلی نامیده می‌شود. با این حال حرکت‌های هوا در راستای نصف‌النهاری بسیار کندتر از بادهای ناحیه‌ای هستند. مرز قطبی سلول هادلی فراگیر در زهره در نزدیکی عرض‌های جغرافیایی ±۶۰ درجه قرار دارد. در اینجاست که هوا شروع به فرودآمدن می‌کند و در زیر ابرها به سمت استوا بازمی‌گردد. این تفسیر با توزیع کربن منوکسید که آن نیز در نزدیکی عرض‌های ±۶۰ درجه متمرکز است تأیید می‌شود. در قطبی‌تر از سلول هادلی الگوی متفاوتی از گردش دیده می‌شود. در محدوده عرض‌های جغرافیایی ۶۰ تا ۷۰ درجه، یقه‌های قطبی سرد وجود دارند. این یقه‌ها با دماهایی حدود ۳۰ تا ۴۰ کلوین پایین‌تر از تروپوسفر فوقانی در عرض‌های جغرافیایی مجاور مشخص می‌شوند. دمای پایین‌تر احتمالاً ناشی از بالاآمدگی هوا در آن‌ها و سرمایش فرایند بی‌دررو برآمده از آن است. این تفسیر با وجود ابرهای متراکم‌تر و بلندتر در یقه‌ها تأیید می‌شود. در یقه‌ها ابرها در ارتفاع ۷۰ تا ۷۲ کیلومتری قرار دارند که حدود ۵ کیلومتر از قطب‌ها و عرض‌های پایین‌تر بالاترند. ممکن است ارتباطی میان یقه‌های سرد و رودبادهای عرض‌های میانی پرشتاب وجود داشته باشد که در آن‌ها بادها با سرعتی تا ۱۴۰ متر بر ثانیه می‌وزند. چنین رودبادهایی پیامد طبیعی گردش از نوع هادلی هستند و باید در زهره در عرض‌های میان ۵۵ تا ۶۰ درجه وجود داشته باشند.

ساختارهای غریبی که به نام تاوه قطبی شناخته می‌شوند در درون یقه‌های سرد قطبی جای دارند. این ساختارها طوفان‌هایی شبیه طوفان هستند که چهار برابر بزرگ‌تر از نمونه‌های زمینی خود هستند. هر تاوه دو «چشم» دارد — مراکز چرخش — که با ساختارهای ابری مشخص به شکل S به هم متصل هستند. چنین ساختارهای دوچشم به دوقطبی قطبی نیز گفته می‌شوند. تاوه‌ها با دوره‌ای حدود ۳ روز در راستای ابرچرخش کلی جو می‌چرخند. سرعت خطی باد در لبه‌های بیرونی آن‌ها ۳۵ تا ۵۰ متر بر ثانیه و در قطب‌ها صفر است. دما در لبه ابری هر تاوه قطبی بسیار بالاتر از یقه‌های قطبی مجاور است و به ۲۵۰ کلوین (منفی ۲۳ درجه سلسیوس) می‌رسد. تفسیر متداول از تاوه‌های قطبی آن است که این ساختارها مرکز پرفشار با فروچاهش در مرکز و بالاآمدگی در یقه‌های سرد قطبی هستند. این نوع گردش شبیه به یک تاوه پادچرخندی قطبی زمستانی در زمین و به‌ویژه آنچه بر فراز جنوبگان یافت می‌شود است. رصدهای انجام‌شده در پنجره‌های گوناگون فروسرخ نشان می‌دهد که گردش پادچرخندی رصدشده در نزدیکی قطب‌ها تا ارتفاع ۵۰ کیلومتری، یعنی تا پایه ابرها، نفوذ می‌کند. تروپوسفر فوقانی و مزوسفر قطبی بسیار پویا هستند؛ ابرهای روشن بزرگ ممکن است در فاصله چند ساعت پدیدار شوند یا ناپدید گردند. یکی از این رویدادها توسط *ونوس اکسپرس* میان ۹ تا ۱۳ ژانویه ۲۰۰۷ رصد شد، آنگاه که ناحیه قطب جنوب ۳۰ درصد روشن‌تر شد. این رویداد احتمالاً ناشی از تزریق گوگرد دی‌اکسید به مزوسفر بود که سپس متراکم شد و مه روشنی پدیدآورد. دو چشم موجود در تاوه‌ها هنوز توضیح داده نشده‌اند.

تصویر رنگ کاذب در نزدیک-فروسرخ (۲٫۳ میکرومتر) از اعماق جو زهره که توسط *گالیله* به دست آمده؛ نواحی قرمز نشانه تابش گرمایی سطح داغ از میان جو است. لکه‌های تیره ابرهایی هستند که در برابر جو تحتانی بسیار داغ که تابش فروسرخ گرمایی گسیل می‌کند به صورت سایه دیده می‌شوند.
نخستین تاوه زهره در قطب شمال توسط مأموریت پایونیر ونوس در سال ۱۹۷۸ کشف شد. کشف دومین تاوه بزرگ «دوچشم» در قطب جنوب زهره در تابستان ۲۰۰۶ توسط *ونوس اکسپرس* انجام شد که چندان شگفتی‌آور نبود.

تصاویر به‌دست‌آمده از مدارگرد آکاتسوکی چیزی شبیه به بادهای رودبادی را در ناحیه ابری پایین و میانی که از ارتفاع ۴۵ تا ۶۰ کیلومتری امتداد دارد آشکار ساخت. سرعت باد در نزدیکی استوا به بیشینه خود می‌رسد. در سپتامبر ۲۰۱۷، دانشمندان جاکسا این پدیده را «رودباد استوایی زهره‌ای» نامیدند.

### جو بالایی و یونوسفر

مزوسفر زهره از ارتفاع ۶۵ تا ۱۲۰ کیلومتر گسترش دارد و ترموسفر از حدود ۱۲۰ کیلومتری آغاز می‌شود و سرانجام به لایه بیرونی جو (اگزوسفر) در ارتفاع ۲۲۰ تا ۳۵۰ کیلومتری می‌رسد. اگزوسفر از جایی آغاز می‌شود که جو آنقدر رقیق شده که میانگین برخوردهای هر مولکول هوا کمتر از یک بار است.

مزوسفر زهره را می‌توان به دو لایه تقسیم کرد: لایه پایینی میان ۶۲ تا ۷۳ کیلومتر و لایه بالایی میان ۷۳ تا ۹۵ کیلومتر. در لایه نخست، دما تقریباً ثابت و برابر با ۲۳۰ کلوین (منفی ۴۳ درجه سلسیوس) است. این لایه با عرشه ابری بالایی همپوشانی دارد. در لایه دوم، دما دوباره کاهش می‌یابد و در ارتفاع ۹۵ کیلومتری که مزوپاز آغاز می‌شود به حدود ۱۶۵ کلوین (منفی ۱۰۸ درجه سلسیوس) می‌رسد. این سردترین بخش جو روز زهره است. در مزوپاز روزانه که مرز میان مزوسفر و ترموسفر بوده و در ارتفاع ۹۵ تا ۱۲۰ کیلومتری جای دارد، دما به مقدار ثابتی در حدود ۳۰۰ تا ۴۰۰ کلوین (۲۷ تا ۱۲۷ درجه سلسیوس) می‌رسد که در سراسر ترموسفر رایج است. در مقابل، ترموسفر شبانه زهره سردترین جای این سیاره است و دمای آن تا ۱۰۰ کلوین (منفی ۱۷۳ درجه سلسیوس) پایین می‌آید؛ این ناحیه حتی کرایوسفر (یخکره) نامیده می‌شود.

الگوهای گردش در مزوسفر بالایی و ترموسفر زهره به‌کلی با الگوهای جو پایینی تفاوت دارند. در ارتفاع‌های ۹۰ تا ۱۵۰ کیلومتر، هوای زهره از سمت روز به سمت شب سیاره جابه‌جا می‌شود؛ در نیمکره تابیده‌شده هوا بالا می‌رود و در نیمکره تاریک فرو می‌ریزد. این فروریزش در سمت شب موجب گرمایش فرایند بی‌دررو هوا می‌شود و لایه‌ای گرم را در مزوسفر شبانه در ارتفاع‌های ۹۰ تا ۱۲۰ کیلومتر پدیدمی‌آورد. دمای این لایه — ۲۳۰ کلوین (منفی ۴۳ درجه سلسیوس) — بسیار بیشتر از دمای معمول ترموسفر شبانه یعنی ۱۰۰ کلوین (منفی ۱۷۳ درجه سلسیوس) است. هوای چرخیده‌شده از سمت روز، اتم‌های اکسیژن را نیز با خود می‌آورد که پس از ترکیب مجدد مولکول‌های برانگیخته اکسیژن را در حالت منفرد پایدار (۱Δg) تشکیل می‌دهند؛ این مولکول‌ها سپس آرام می‌گیرند و تابش فروسرخ با طول موج ۱٫۲۷ میکرومتر گسیل می‌کنند. این تابش از محدوده ارتفاعی ۹۰ تا ۱۰۰ کیلومتر اغلب از زمین و فضاپیماها قابل مشاهده است. مزوسفر بالایی و ترموسفر شبانه زهره همچنین منبع گسیل‌های خارج از تعادل ترمودینامیکی محلی از مولکول‌های CO۲ و نیتریک اکسید هستند که عامل اصلی دمای پایین ترموسفر شبانه‌اند.

کاوشگر ونوس اکسپرس از طریق اختفای ستاره‌ای نشان داد که مه جوی در سمت شب بسیار بالاتر از سمت روز گسترش می‌یابد. در سمت روز، عرشه ابری ضخامتی برابر ۲۰ کیلومتر دارد و تا ارتفاع حدود ۶۵ کیلومتری ادامه می‌یابد، در حالی که در سمت شب این عرشه ابری به شکل مه غلیظ تا ارتفاع ۹۰ کیلومتری — درون مزوسفر — می‌رسد و به‌صورت مه شفاف‌تری تا ۱۰۵ کیلومتر ادامه می‌یابد. در سال ۲۰۱۱ (۱۳۹۰)، این فضاپیما کشف کرد که زهره لایه ازون نازکی در ارتفاع ۱۰۰ کیلومتری دارد.

زهره دارای یونوسفر گسترده‌ای در ارتفاع‌های ۱۲۰ تا ۳۰۰ کیلومتر است. یونوسفر تقریباً با ترموسفر همپوشانی دارد. سطوح بالای یونش تنها در سمت روز سیاره حفظ می‌شوند. در سمت شب، غلظت الکترون‌ها تقریباً صفر است. یونوسفر زهره از سه لایه تشکیل شده‌است: لایه v1 میان ۱۲۰ تا ۱۳۰ کیلومتر، لایه v2 میان ۱۴۰ تا ۱۶۰ کیلومتر و لایه v3 میان ۲۰۰ تا ۲۵۰ کیلومتر. احتمالاً لایه دیگری نیز در نزدیکی ۱۸۰ کیلومتری وجود داشته باشد. بیشینه چگالی حجمی الکترون‌ها (شمار الکترون‌ها در واحد حجم) به مقدار ۳×۱۰۱۱ m−3 در لایه v2 و نزدیک نقطه زیرخورشیدی به دست می‌آید. مرز بالایی یونوسفر (یونوپوز) در ارتفاع‌های ۲۲۰ تا ۳۷۵ کیلومتر قرار دارد و پلاسمای با منشأ سیاره‌ای را از پلاسمای مگنتوسفر القایی جدا می‌کند. گونه یونی اصلی در لایه‌های v1 و v2 یون O۲+ است، در حالی که لایه v3 از یون‌های O+ تشکیل شده‌است. پلاسمای یونوسفری در حرکت مشاهده می‌شود؛ یون‌شدگی نوری خورشیدی در سمت روز و ترکیب مجدد یون‌ها در سمت شب فرایندهایی هستند که عمدتاً مسئول شتاب‌گیری پلاسما تا سرعت‌های مشاهده‌شده‌اند. به نظر می‌رسد جریان پلاسما برای حفظ یونوسفر شبانه در سطح میانه مشاهده‌شده چگالی یون‌ها کافی است.

یونوسفر زهره و برهم‌کنش آن با باد خورشیدی.
### مگنتوسفر القایی

زهره با باد خورشیدی برهم‌کنش می‌کند. اجزای مگنتوسفر القایی نشان داده شده‌اند.
زهره شناخته شده‌است که میدان مغناطیسی ندارد. دلیل این غیبت اصلاً روشن نیست، اما ممکن است به کاهش شدت همرفت در گوشته زهره مرتبط باشد. زهره تنها دارای یک مگنتوسفر القایی است که از میدان مغناطیسی خورشید حمل‌شده توسط باد خورشیدی پدید می‌آید. این فرایند را می‌توان به‌صورت پیچیدن خطوط میدان به دور یک مانع — در اینجا زهره — درک کرد. مگنتوسفر القایی زهره دارای یک شوک تعظیم، مگنتوشیث، مگنتوپوز و دنباله مغناطیسی با صفحه جریان است.

در نقطه زیرخورشیدی، شوک تعظیم در فاصله ۱۹۰۰ کیلومتر (۰٫۳ Rv، که Rv شعاع زهره است) بالاتر از سطح زهره قرار دارد. این فاصله در سال ۲۰۰۷ نزدیک به کمینه فعالیت خورشیدی اندازه‌گیری شد. نزدیک به بیشینه فعالیت خورشیدی، این فاصله می‌تواند چند برابر بیشتر از سیاره باشد. مگنتوپوز در ارتفاع ۳۰۰ کیلومتر قرار دارد. مرز بالایی یونوسفر (یونوپوز) نزدیک ۲۵۰ کیلومتر است. بین مگنتوپوز و یونوپوز یک سد مغناطیسی وجود دارد — یک تقویت موضعی میدان مغناطیسی — که از نفوذ پلاسمای خورشیدی به درون جو زهره جلوگیری می‌کند، دست‌کم در نزدیکی کمینه فعالیت خورشیدی. میدان مغناطیسی در این سد به ۴۰ نانوتسلا می‌رسد. دنباله مغناطیسی تا ده شعاع از سیاره امتداد می‌یابد. این بخش فعال‌ترین قسمت مگنتوسفر زهره است. در دنباله، رویدادهای بازاتصال و شتاب‌دهی ذرات رخ می‌دهند. انرژی الکترون‌ها و یون‌ها در دنباله مغناطیسی به‌ترتیب حدود ۱۰۰ و ۱۰۰۰ الکترون‌ولت است.

به دلیل نبود میدان مغناطیسی ذاتی در زهره، باد خورشیدی نسبتاً عمیق به اگزوسفر سیاره‌ای نفوذ می‌کند و موجب از دست رفتن قابل توجه جو می‌شود. این فرایند عمدتاً از طریق دنباله مغناطیسی رخ می‌دهد. در حال حاضر، یون‌های اصلی در حال فرار O+، H+ و He+ هستند. نسبت فرار هیدروژن به اکسیژن حدود ۲ است (یعنی تقریباً استوکیومتریک برای آب) که نشان‌دهنده فرار مستمر آب است.

## ابرها

تصویر فروسرخ از سمت شب زهره که لایه‌های مختلف ابر را در ارتفاع ۳۵ تا ۵۰ کیلومتری با رنگ‌های متفاوت نشان می‌دهد. ابرهای قرمز بالاترین لایه‌ها هستند و سبز و آبی در زیر آن‌ها قرار دارند. مناطق حاوی کربن دی‌اکسید و منوکسید امضاهای فروسرخ را جذب می‌کنند.
ابرهای زهره‌ای ضخیم بوده و عمدتاً (۷۵ تا ۹۶ درصد) از قطرات سولفوریک اسید تشکیل شده‌اند. این ابرها سطح زهره را از تصویربرداری نوری پنهان می‌کنند و حدود ۷۵ درصد از نور خورشیدی که بر آن‌ها می‌تابد را بازتاب می‌دهند. سپیدایی هندسی که یک سنجه رایج برای بازتابندگی است، از همه سیارات منظومه شمسی بیشتر است. این بازتابندگی بالا به طور بالقوه امکان می‌دهد که هر کاوشگری که بالای ابرها به پرواز درآید، انرژی خورشیدی کافی دریافت کند به طوری که سلول‌های خورشیدی را بتوان در هر جایی از سازه نصب کرد. چگالی ابرها بسیار متغیر است و متراکم‌ترین لایه در ارتفاع حدود ۴۸٫۵ کیلومتری، به ۰٫۱ گرم بر متر مکعب می‌رسد که مشابه حد پایینی ابرهای توفانی کومولونیمبوس روی زمین است.

پوشش ابری به گونه‌ای است که بیش از ۶۰ درصد از نور خورشیدی دریافتی زهره را بازتاب می‌دهد و سطح را با سطح روشنایی معمول ۱۴٬۰۰۰ لوکس رها می‌کند که با روشنایی زمین «در روز با ابرهای تیره» قابل مقایسه است. دید معادل حدود سه کیلومتر است، اما احتمالاً با شرایط باد تغییر می‌کند. عملاً هیچ انرژی خورشیدی‌ای نمی‌توان تصور کرد که توسط صفحات خورشیدی روی سطح یک کاوشگر زمینی جمع‌آوری شود. در واقع به دلیل پوشش ابری ضخیم و پربازتاب، کل انرژی خورشیدی دریافتی سطح سیاره از آنچه زمین دریافت می‌کند کمتر است، با آنکه نزدیک‌تر به خورشید است.

عکسی که در سال ۱۹۹۰ توسط کاوشگر فضایی بدون سرنشین *گالیله* در مسیر مشتری در طی یک گذر کنار زهره گرفته شده‌است. ویژگی‌های ابری در مقیاس کوچک‌تر برجسته شده و رنگ آبی‌مایل به خود گرفته تا نشان دهد از طریق فیلتر بنفش گرفته شده‌است.
سولفوریک اسید در جو بالایی از طریق عملکرد فتوشیمیایی خورشید بر کربن دی‌اکسید، گوگرد دی‌اکسید و بخار آب تولید می‌شود. فوتون‌های فرابنفش با طول موج کمتر از ۱۶۹ نانومتر می‌توانند کربن دی‌اکسید را به کربن منوکسید و اکسیژن تک‌اتمی فتودیسوسیه کنند. اکسیژن تک‌اتمی بسیار واکنش‌پذیر است؛ هنگامی که با گوگرد دی‌اکسید، که یک جزء اثری از جو زهره است، واکنش می‌دهد، حاصل گوگرد تری‌اکسید است که می‌تواند با بخار آب، جزء اثری دیگر جو زهره، ترکیب شده و سولفوریک اسید تولید کند.

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
2 SO3 + 4 H2O → ۲ H2SO4 · H2O
رطوبت سطحی کمتر از ۰٫۱ درصد است. باران سولفوریک اسید زهره هرگز به زمین نمی‌رسد، بلکه پیش از رسیدن به سطح در اثر گرما تبخیر می‌شود که این پدیده «میلابی» نام دارد. بر اساس نظریه، آتشفشان‌خیزی آغازین گوگرد را وارد جو کرد و دماهای بالا مانع از محبوس شدن آن در ترکیبات جامد سطحی مانند آنچه در زمین رخ داد شد. علاوه بر سولفوریک اسید، قطرات ابر می‌توانند طیف گسترده‌ای از نمک‌های سولفات داشته باشند که در یکی از سناریوهای توضیح‌دهنده اندازه‌گیری‌های گوگرد دی‌اکسید، پی‌اچ قطره را به ۱٫۰ می‌رساند.

نمای نزدیک از جبهه ابری که تاوه قطبی جنوبی زهره را در نور فروسرخ و فرابنفش صبحگاهی احاطه کرده‌است
در سال ۲۰۰۹، یک نقطه درخشان برجسته در جو توسط یک ستاره‌شناس آماتور رصد شد و توسط *ونوس اکسپرس* عکاسی شد. علت آن هنوز ناشناخته است و آتشفشان‌خیزی سطحی به عنوان یک توضیح احتمالی مطرح شده‌است.

### آذرخش

ابرهای زهره ممکن است قادر به تولید آذرخش باشند، اما این بحث همچنان ادامه دارد و آذرخش آتشفشانی و اسپرایت‌ها نیز مورد بررسی هستند. مدارگردهای شوروی ونرا ۹ و ۱۰ شواهد نوری و الکترومغناطیسی مبهمی از آذرخش به دست آوردند. تلاش‌هایی برای رصد آذرخش از فرودگرهای ونرا ۱۱، ۱۲، ۱۳ و ۱۴ صورت گرفته‌است، اما هیچ فعالیت آذرخشی ثبت نشد، هرچند امواج با بسامد بسیار پایین (VLF) در حین فرود شناسایی شدند. *ونوس اکسپرس* آژانس فضایی اروپا در سال ۲۰۰۷ امواج سوت‌مانند شناسایی کرد که می‌توانستند به آذرخش نسبت داده شوند. ظهور متناوب آن‌ها الگویی مرتبط با فعالیت آب‌وهوایی را نشان می‌دهد. بر اساس مشاهدات امواج سوت‌مانند، نرخ آذرخش دست‌کم نیمی از نرخ آن در زمین است و احتمالاً مشابه آن باشد. با این حال، یافته‌های ونوس اکسپرس با داده‌های کاوشگر آکاتسوکی آژانس جاکسا ناسازگار است که نشان‌دهنده نرخ بسیار پایین درخشش است. پژوهش‌های اخیر از گذر کنار پروب خورشیدی پارکر نشان می‌دهد که جهت امواج سوت‌مانند به سوی زهره است نه از آن، که حاکی از منشأ غیر سیاره‌ای است.

مدارگرد پایونیر زهره (PVO) مجهز به آشکارساز میدان الکتریکی به طور خاص برای شناسایی آذرخش بود و ماموریت‌های ونرا ۱۳ و ۱۴ شامل یک گیرنده رادیویی و حسگر تخلیه نقطه‌ای برای جستجوی طوفان‌های رعدوبرق بودند. دیگر ماموریت‌هایی که با ابزارهای قابل جستجو برای آذرخش مجهز بودند شامل ونرا ۹ با طیف‌سنج مرئی، پایونیر با حسگر ستاره‌ای و برنامه وگا با فتومتر بودند.

سازوکار تولید آذرخش در زهره، در صورت وجود، همچنان ناشناخته است. با آنکه قطرات ابر سولفوریک اسید می‌توانند بار الکتریکی پیدا کنند، جو ممکن است از نظر الکتریکی بیش از حد رسانا باشد تا بار را نگه دارد و در نتیجه از آذرخش جلوگیری کند.

آذرخش به طور بالقوه می‌تواند به شیمی جو کمک کند از طریق تجزیه مولکول‌های موجود در جو (کربن دی‌اکسید، گاز نیتروژن، گوگرد دی‌اکسید، سولفوریک اسید و آب) به اتم‌ها و یون‌ها که سپس با یکدیگر ترکیب شده و مولکول‌های جدید (اکسیدها و زیراکسیدهای کربن، اکسیدهای گوگرد، اکسیژن، گوگرد عنصری، اکسیدهای نیتروژن، خوشه‌های سولفوریک اسید، دوده کربنی و غیره) تشکیل می‌دهند. آذرخش می‌تواند با تبدیل گوگرد و گوگرد دی‌اکسید به سولفوریک اسید، و آب و گوگرد دی‌اکسید به گوگرد برای پایداری ابرها، به تولید کربن منوکسید و گاز اکسیژن کمک کند. صرف‌نظر از فراوانی آذرخش در زهره، پژوهش دربارهٔ آن اهمیت دارد زیرا می‌تواند یک خطر بالقوه برای فضاپیماها باشد.

در دهه ۱۹۸۰، تصور می‌شد که علت درخشش سمت شب («نور خاکستری)» در زهره آذرخش است اما این احتمال وجود دارد که آذرخش زهره برای ایجاد آن بیش از حد ضعیف باشد.

## امکان وجود حیات

به دلیل شرایط سخت سطح این سیاره، بخش اندکی از آن کاوش شده‌است؛ افزون بر این، هنوز ثابت نشده که حیات به‌گونه‌ای که ما می‌شناسیم لزوماً در سایر بخش‌های جهان نیز به همین شکل باشد و دامنه واقعی پایداری حیات بر زمین نیز به‌طور کامل آشکار نشده‌است. موجوداتی که به آن‌ها شدیددوست می‌گویند در زمین وجود دارند و زیستگاه‌های بسیار سخت را ترجیح می‌دهند. گرمادوستان و فوق‌گرمادوستان در دماهایی بالاتر از نقطه جوش آب به زندگی ادامه می‌دهند، اسیدوفیل‌ها در پی‌اچ ۳ یا کمتر رشد می‌کنند، چندشدیددوستان می‌توانند در شمار گوناگونی از شرایط حدّی زنده بمانند و انواع دیگری از شدیددوستان نیز در زمین یافت می‌شوند.

دمای سطح زهره (بیش از ۴۵۰ درجه سلسیوس) بسیار فراتر از بازه تحمل شدیددوستان است که تنها چند ده درجه از ۱۰۰ درجه سلسیوس فراتر می‌رود. اما دمای پایین‌تر در بالای لایه ابری به این معناست که حیات می‌تواند به‌گونه‌ای معقول در آنجا وجود داشته باشد؛ همان‌گونه که باکتری‌ها در ابرهای زمین به‌صورت زنده و در حال تولیدمثل یافت شده‌اند. با این حال، هر باکتری که در بالای لایه‌های ابری زندگی کند باید فوق‌اسیدوفیل باشد زیرا محیط آن از اسید سولفوریک غلیظ تشکیل شده‌است. میکروب‌هایی که در جو ضخیم و ابری زهره زندگی کنند می‌توانند توسط ترکیبات گوگردی موجود در هوا از تابش خورشیدی محافظت شوند.

جو زهره به‌اندازه کافی از حالت تعادل خارج است که نیاز به بررسی بیشتری دارد. تجزیه‌وتحلیل داده‌های مأموریت‌های ونرا، پایونیر و ماژلان نشان داد که هیدروژن سولفید (که بعداً مورد تردید قرار گرفت) و گوگرد دی‌اکسید (SO2) در جوّ بالایی با یکدیگر حضور دارند و همچنین کربونیل سولفید (OCS) نیز در آنجا دیده می‌شود. دو گاز نخست با یکدیگر واکنش می‌دهند که نشان می‌دهد چیزی باید آن‌ها را تولید کند. کربونیل سولفید به‌صورت غیرآلی به‌سختی تولید می‌شود، اما در جوّ زهره موجود است. با این حال، آتشفشان‌خیزی این سیاره می‌تواند حضور کربونیل سولفید را توضیح دهد. همچنین یکی از کاوشگرهای اولیه ونرا مقادیر زیادی از کلر سمی را درست زیر لایه ابری زهره شناسایی کرد.

پیشنهاد شده‌است که میکروب‌های موجود در این لایه ممکن است نور فرابنفش خورشید را به‌عنوان منبع انرژی جذب کنند که می‌تواند توضیح احتمالی برای «جذب‌کننده ناشناخته ماوراءبنفش» باشد که در تصاویر ماوراءبنفش از این سیاره به‌صورت لکه‌های تاریک دیده می‌شود. وجود این «جذب‌کننده ناشناخته ماوراءبنفش» کارل ساگان را برانگیخت تا در سال ۱۹۶۳ مقاله‌ای منتشر کند و فرضیه حضور ریزاندامگان در جوّ بالایی را به‌عنوان عامل جذب نور ماوراءبنفش پیشنهاد دهد. در سال ۲۰۱۲، فراوانی و توزیع عمودی این جذب‌کننده‌های ناشناخته ماوراءبنفش در جوّ زهره با تجزیه‌وتحلیل تصاویر دوربین پایش زهره (Venus Monitoring Camera) بررسی شد، اما ترکیب آن‌ها هنوز ناشناخته است. در سال ۲۰۱۶، دی‌گوگرد دی‌اکسید به‌عنوان کاندیدای احتمالی برای ایجاد جذب ناشناخته ماوراءبنفش در جوّ زهره معرفی شد. لکه‌های تاریک «جذب‌کننده‌های ناشناخته ماوراءبنفش» به‌اندازه‌ای بارز هستند که بر آب‌وهوای زهره تأثیر می‌گذارند. در سال ۲۰۲۱ پیشنهاد شد که رنگ «جذب‌کننده ناشناخته ماوراءبنفش» با «روغن قرمز» مطابقت دارد — ماده‌ای شناخته‌شده که از ترکیبات آلی کربنی مخلوط‌شده در اسید سولفوریک غلیظ تشکیل یافته‌است.

در سپتامبر ۲۰۲۰، پژوهش‌هایی به رهبری دانشگاه کاردیف با بهره‌گیری از تلسکوپ جیمز کلرک ماکسول و تلسکوپ رادیویی آلما ردیابی فسفین در جوّ زهره را گزارش دادند که با هیچ روش غیرزیستی شناخته‌شده‌ای قابل تولید نبود و امکان آن در شرایط زهره وجود نداشت. ساختن این مولکول بسیار دشوار است و شیمی ابرهای زهره باید این مولکول‌ها را پیش از آنکه به مقادیر مشاهده‌شده برسند از بین ببرد. فسفین در ارتفاع حداقل ۴۸ کیلومتری از سطح زهره ردیابی شد و عمدتاً در عرض‌های جغرافیایی میانی تشخیص داده شد و در قطب‌های زهره هیچ فسفینی ردیابی نشد. دانشمندان خاطرنشان می‌کنند که برای تأیید این ردیابی باید از تلسکوپ‌های متعددی بهره گرفت که همان سیگنال را دریافت کنند، زیرا اثر انگشت طیفی فسفین که در این پژوهش توصیف شده از نظر نظری می‌تواند سیگنال کاذبی باشد که توسط تلسکوپ‌ها یا پردازش داده ایجاد شده باشد. این ردیابی بعداً به‌عنوان مثبت کاذب یا سیگنال واقعی با دامنه‌ای بسیار بیش از حد برآوردشده — سازگار با غلظت ۱ ppb فسفین — توصیف شد. بازتجزیه‌وتحلیل مجموعه داده‌های آلما در آوریل ۲۰۲۱ سیگنال فسفین ۲۰ ppb را با نسبت سیگنال به نویز ۵٫۴ بازیابی کرد، و تا اوت ۲۰۲۱ تأیید شد که آلودگی مشکوک ناشی از گوگرد دی‌اکسید تنها ۱۰ درصد از سیگنال احتمالی در باند طیفی فسفین را تشکیل می‌دهد.

## تکامل

از طریق بررسی ساختار کنونی ابرها و زمین‌شناسی سطح زهره، در کنار این واقعیت که درخشندگی خورشید در حدود ۳٫۸ میلیارد سال پیش تاکنون ۲۵٪ افزایش یافته‌است، گمان بر این است که محیط اولیه زهره بیشتر به زمین شباهت داشته و آب مایع بر سطح آن وجود داشته‌است. در مرحله‌ای از تکامل زهره، اثر گریز گلخانه‌ای رخ داد که به اتمسفر کنونی با غلبه اثر گلخانه‌ای انجامید. زمان‌بندی این گذار از حالت زمین‌مانند ناشناخته است، اما برآورد می‌شود که در حدود ۴ میلیارد سال پیش رخ داده باشد. اثر گریز گلخانه‌ای احتمالاً در پی تبخیر آب سطحی و افزایش سطح گازهای گلخانه‌ای پدید آمده‌است. از این رو، جو زهره توجه فراوانی از سوی پژوهشگران تغییر اقلیم در زمین به خود جلب کرده‌است.

هیچ شکل زمین‌شناختی‌ای بر این سیاره وجود ندارد که نشان‌دهنده حضور آب در یک میلیارد سال گذشته باشد. با این حال، هیچ دلیلی وجود ندارد که فرض کنیم زهره استثنایی بر فرایندهایی بوده که زمین را شکل داد و آب را به آن بخشید، چه از طریق سنگ‌های اولیه سازنده سیاره و چه بعدتر از دنباله‌دارها. دیدگاه رایج در میان پژوهشگران این است که آب حدود ۶۰۰ میلیون سال بر سطح وجود داشته پیش از آن که تبخیر شود، هرچند برخی مانند دیوید گرینسپون بر این باورند که تا ۲ میلیارد سال نیز محتمل است. این بازه زمانی طولانی‌تر برای پایداری اقیانوس‌ها با شبیه‌سازی‌های مدل گردش عمومی (GCM) که آثار حرارتی ابرها را بر هیدروسفر در حال تکامل زهره‌ای در نظر می‌گیرند نیز پشتیبانی می‌شود.

زمین اولیه در دوران پیشازیستی به باور بیشتر دانشمندان دارای جوی زهره‌مانند بوده‌است؛ با حدود ۱۰۰ بار CO2 و دمای سطحی ۲۳۰ درجه سلسیوس، و احتمالاً ابرهای اسید سولفوریک، تا حدود ۴ میلیارد سال پیش که زمین‌ساخت صفحه‌ای به طور کامل فعال شد و همراه با اقیانوس‌های اولیه، CO2 و گوگرد را از جو حذف کرد. از این رو، زهره اولیه به احتمال زیاد دارای اقیانوس‌های آبی همانند زمین بوده، اما هر گونه زمین‌ساخت صفحه‌ای با از دست رفتن اقیانوس‌ها پایان یافته‌است. سطح این سیاره به برآورد حدود ۵۰۰ میلیون سال قدمت دارد، پس انتظار نمی‌رود که شواهدی از زمین‌ساخت صفحه‌ای نشان دهد.

## رصد و اندازه‌گیری از زمین

گذر زهره از برابر خورشید در ۸ ژوئن ۲۰۰۴ (۱۸ خرداد ۱۳۸۳)، که داده‌های ارزشمندی دربارهٔ لایه‌های بالایی جو از طریق اندازه‌گیری‌های طیف‌سنجی نجومی از زمین فراهم کرد
در سال ۱۷۶۱، میخاییل لومونسف، همه‌چیزدان روس، در هنگام گذر زهره از برابر خورشید، کمانی از نور را در اطراف بخشی از قرص زهره که از دیسک خورشید بیرون می‌زد مشاهده کرد و نتیجه گرفت که زهره دارای جو است. در سال ۱۹۴۰، روپرت ویلدت محاسبه کرد که مقدار CO2 در جو زهره می‌تواند دمای سطح را بالاتر از نقطه جوش آب برساند. این امر هنگامی تأیید شد که مارینر ۲ در سال ۱۹۶۲ اندازه‌گیری‌های رادیومتری دما را انجام داد. در سال ۱۹۶۷، ونرا-۴ تأیید کرد که جو زهره عمدتاً از کربن دی‌اکسید تشکیل شده‌است.

لایه‌های بالایی جو زهره را می‌توان از زمین اندازه‌گیری کرد؛ این کار هنگامی صورت می‌گیرد که سیاره در رویدادی نادر به نام گذر خورشیدی از برابر خورشید عبور می‌کند. آخرین گذر خورشیدی زهره در سال ۲۰۱۲ رخ داد. با بهره‌گیری از طیف‌سنجی نجومی کمّی، دانشمندان توانستند نور خورشیدی را که از جو سیاره گذشته بود تحلیل کنند و ترکیبات شیمیایی آن را آشکار سازند. از آنجا که فن تحلیل نور برای کشف اطلاعات دربارهٔ جو یک سیاره نخستین بار در سال ۲۰۰۱ نتیجه داد، این گذر خورشیدی نخستین فرصت برای به دست آوردن نتایج قطعی دربارهٔ جو زهره از این روش، از زمانی بود که رصد گذرهای خورشیدی آغاز شده‌است. این گذر خورشیدی با توجه به کمبود اطلاعات دربارهٔ جو در ارتفاع ۶۵ تا ۸۵ کیلومتری، فرصتی نادر بود. گذر خورشیدی سال ۲۰۰۴ به ستاره‌شناسان امکان داد تا حجم زیادی از داده‌ها را گردآوری کنند که نه‌تنها در تعیین ترکیب لایه‌های بالایی جو زهره مفید بود، بلکه در بهبود فنون جستجو برای سیاره‌های فراخورشیدی نیز کاربرد داشت. جوّ عمدتاً متشکل از CO2، تابش مادون قرمز نزدیک را جذب می‌کند و رصد آن را آسان می‌سازد. در طول گذر ۲۰۰۴، جذب در جو به عنوان تابعی از طول موج ویژگی‌های گازها را در آن ارتفاع آشکار ساخت. اثر دوپلر گازها نیز امکان اندازه‌گیری الگوهای باد را فراهم کرد.

گذر خورشیدی زهره رویدادی بسیار نادر است و آخرین گذر خورشیدی این سیاره پیش از سال ۲۰۰۴، در سال ۱۸۸۲ رخ داده بود. تازه‌ترین گذر خورشیدی در سال ۲۰۱۲ بود و گذر بعدی تا سال ۲۱۱۷ رخ نخواهد داد.

## ماموریت‌های فضایی

### کاوشگرهای اخیر و فعال

این تصویر زهره را در نور فرابنفش نشان می‌دهد که توسط ماموریت آکاتسوکی ثبت شده‌است.
فضاپیمای *ونوس اکسپرس* که پیش‌تر در مدار این سیاره قرار داشت، با بهره‌گیری از طیف‌سنجی تصویری در فروسرخ در محدوده طیفی ۱ تا ۵ میکرومتر، به عمق‌های بیشتری از جو نفوذ کرد.

کاوشگر جاکسا به نام آکاتسوکی (مدارگرد آب‌وهوایی زهره)، که در مه ۲۰۱۰ پرتاب شد، برای دوره‌ای دو ساله سیاره را بررسی کرد و ساختار و فعالیت جو آن را مطالعه نمود؛ اما در دسامبر ۲۰۱۰ موفق به ورود به مدار زهره نشد. تلاش دوم برای ورود به مدار در ۷ دسامبر ۲۰۱۵ با موفقیت انجام شد. آکاتسوکی که به‌طور ویژه برای بررسی آب‌وهوای سیاره طراحی شده، نخستین ماهواره هواشناسی است که به مدار زهره درآمده (نخستین چنین ماهواره‌ای برای سیاره‌ای غیر از زمین). یکی از پنج دوربین این کاوشگر موسوم به «IR2» توانایی بررسی جو سیاره در زیر لایه‌های ابری انبوه آن را دارد و همچنین حرکت و توزیع اجزای ناچیز جو را رصد می‌کند. با مداری بسیار بیضوی (ارتفاع حضیض ۴۰۰ کیلومتر و اوج ۳۱۰٬۰۰۰ کیلومتر)، این کاوشگر توانست عکس‌های نزدیک از سیاره بگیرد و همچنین حضور آتشفشان‌های فعال و آذرخش را تأیید کند.

کاوشگر درجای زهره پیشنهادشده توسط برنامه مرزهای نوی ناسا
### ماموریت‌های پیشنهادی

کاوشگر درجای زهره، پیشنهادشده توسط برنامه مرزهای نو ناسا، کاوشگری پیشنهادی است که به درک فرآیندهایی کمک می‌کند که به تغییر آب‌وهوای این سیاره انجامیده و همچنین زمینه را برای یک مأموریت بازگشت نمونه در آینده فراهم می‌سازد.

گروه تحلیل اکتشاف زهره (VEXAG) کاوشگری موسوم به «Venus Mobile Explorer» را پیشنهاد داده که هدف آن بررسی ترکیب و اندازه‌گیری‌های ایزوتوپی سطح و جو برای حدود ۹۰ روز است. این مأموریت هنوز برای پرتاب انتخاب نشده‌است.

پس از آنکه ماموریت‌ها ماهیت سخت سطح این سیاره را آشکار کردند، توجه به سوی اهداف دیگری مانند مریخ معطوف شد. با این حال تعدادی مأموریت پیشنهادی در پی آن مطرح شد که بسیاری از آن‌ها به لایه‌های کمتر شناخته‌شده جو بالایی مربوط می‌شوند. برنامه وگا شوروی در سال ۱۹۸۵ دو بالون را به درون جو رها کرد، اما این بالون‌ها با باتری کار می‌کردند و هر کدام تنها حدود دو روز زمینی دوام آوردند. از آن زمان تاکنون هیچ اکتشافی در جو بالایی صورت نگرفته‌است. در سال ۲۰۰۲، پیمانکار ناسا به نام Global Aerospace یک بالون پیشنهاد داد که توانایی ماندن در جو بالایی را برای صدها روز زمینی در مقایسه با دو روز داشته باشد.

یک هواپیمای خورشیدی نیز توسط جفری لندیس به جای بالون پیشنهاد شده و این ایده از اوایل دهه ۲۰۰۰ به‌صورت دوره‌ای مطرح بوده‌است. زهره سپیدایی بالایی دارد و بیشتر نور خورشید تابیده بر آن را بازتاب می‌دهد که سطح را نسبتاً تاریک می‌کند؛ در جو بالایی در ارتفاع ۶۰ کیلومتری، شدت خورشید از پایین به ۹۰٪ می‌رسد، به این معنا که پانل‌های خورشیدی هم در بالا و هم در پایین یک فضاپیما می‌توانند با بهره‌وری تقریباً یکسان بهره‌برداری شوند. افزون بر این، جاذبه اندکی کمتر، فشار هوای بالا و چرخش کند که امکان بهره‌گیری از انرژی خورشیدی پیوسته را فراهم می‌سازد، این بخش از سیاره را برای اکتشاف ایدئال می‌کند. هواپیمای خورشیدی پیشنهادی در ارتفاعی بهترین کارکرد را خواهد داشت که در آن نور خورشید، فشار هوا و سرعت باد به آن امکان می‌دهند برای همیشه در هوا بماند و تنها برای چند ساعت به ارتفاع‌های پایین‌تر فرورود و سپس به ارتفاع‌های بالاتر بازگردد. از آنجا که اسید سولفوریک موجود در ابرها در این ارتفاع برای یک فضاپیمای مناسب محافظت‌شده تهدیدی نیست، این «هواپیمای خورشیدی» می‌تواند ناحیه بین ۴۵ تا ۶۰ کیلومتر را به‌طور نامحدود اندازه‌گیری کند تا زمانی که خطای مکانیکی یا مشکلات پیش‌بینی‌نشده آن را از کار بیاندازند. لندیس همچنین پیشنهاد کرد که مریخ‌نوردهایی مشابه اسپیریت و آپورچونیتی می‌توانند سطح زهره را کاوش کنند، با این تفاوت که مریخ‌نوردهای سطح زهره «ساده» خواهند بود و توسط سیگنال‌های رادیویی از رایانه‌هایی که در هواپیمای بالایی قرار دارند هدایت می‌شوند و تنها نیاز دارند اجزایی مانند موتورها و ترانزیستورها در برابر شرایط سطح مقاوم باشند، نه اجزای ضعیف‌تر مربوط به ریزالکترونیک که نمی‌توانند در برابر گرما، فشار و شرایط اسیدی مقاوم شوند.

برنامه‌های علوم فضایی روسیه شامل پرتاب کاوشگر ونرا دی (ونوس-دی) در سال ۲۰۲۹ است. اهداف علمی اصلی مأموریت ونرا-دی عبارتند از بررسی ساختار و ترکیب شیمیایی جو و پژوهش در جو بالایی، یونوسفر، فعالیت الکتریکی، مگنتوسفر و نرخ فرار ذرات. پیشنهاد شده که همراه با ونرا-دی، یک هواپیمای بادکنکی طراحی‌شده توسط نورتروپ گرومان به نام پلتفرم مانوری جوی زهره (VAMP) نیز پرواز کند.

طرح مفهومی سکوی عملیاتی زهره در ارتفاع بالا (HAVOC) یک طرح مفهومی ناسا برای اکتشاف سرنشین‌دار زهره است. به‌جای فرود سنتی، خدمه را به جو بالایی می‌فرستد و از دیریژابل‌ها بهره می‌گیرد. سایر پیشنهادهای اواخر دهه ۲۰۱۰ شامل وریتاس، کاوشگر منشأ زهره، کاوشگر درجای جوی و زمین‌شیمیایی زهره (VISAGE) و پژوهش‌های درجای ترکیب زهره (VICI) می‌شود. در ژوئن ۲۰۱۸، ناسا همچنین قراردادی با شرکت Black Swift Technologies برای مطالعه مفهومی یک گلایدر زهره منعقد کرد که از چینش باد برای بالابری و شتاب بهره می‌گیرد.

تصویر هنری از مراحل فرود کاوشگر برنامه‌ریزی‌شده داوینچی+ در جو زهره
در ژوئن ۲۰۲۱، ناسا مأموریت داوینچی+ را برای فرستادن کاوشگری به جو زهره در اواخر دهه ۲۰۲۰ انتخاب کرد. داوینچی+ ترکیب جو زهره را اندازه‌گیری خواهد کرد تا چگونگی شکل‌گیری و تکامل آن را دریابد و همچنین مشخص کند که آیا این سیاره تا به حال اقیانوسی داشته‌است یا نه. این مأموریت از یک کره فرود تشکیل شده که از جو انبوه سیاره عبور می‌کند و گازهای نجیب و سایر عناصر را برای درک تغییر اقلیمی زهره اندازه‌گیری می‌نماید. این نخستین مأموریت به رهبری ایالات متحده به جو زهره از سال ۱۹۷۸ خواهد بود.

## جستارهای وابسته

* معماری هوافضا

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Atmosphere of Venus». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۲۴ مه ۲۰۲۶.
* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Atmosphère de Vénus». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای فرانسوی*، بازبینی‌شده در ۲۴ مه ۲۰۲۶.
* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «غلاف الزهرة الجوی». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای عربی*، بازبینی‌شده در ۲۴ مه ۲۰۲۶.

## پیوند به بیرون

 پرونده‌های رسانه‌ای مربوط به Atmosphere of Venus در ویکی‌انبار