موضوع مقاله: جو زهره | مخاطب: عمومی | لحن: دانشنامه‌ای | ساختار: عنوان، مقدمه، 3 بخش، جمع‌بندی | مقاله: | # جو زهره | مقدمه: جو زهره یا جو ناهید لایه‌ای بسیار متراکم از گازها است که سیاره زهره را در بر می‌گیرد. | ## بخش 1: جو زهره | 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 است که تقریباً برابر با فشار موجود در عمق 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. لایه رویین تروپوسفر پدیده‌ای به نام 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. 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 و فرومی‌نشینند. این لایه یونیزه‌شده از نفوذ میدان مغناطیسی خورشید جلوگیری می‌کند و یک محیط مغناطیسی متمایز برای زهره پدیدمی‌آورد که زهره نامیده می‌شود. گازهای سبک‌تر، از جمله بخار آب، پیوسته توسط باد خورشیدی از راه 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 و پیشنهاد شده‌است. او در کتاب دوم کوسموتئوروس، که در سال ۱۶۹۸ میلادی منتشر شد، می‌نویسد: 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. از دست رفتن مقادیر قابل توجه هیدروژن از طریق نسبت بسیار بالای دوتریوم به هیدروژن (D/H) در جو اثبات می‌شود. افزون بر این، در جو بالایی زهره نسبت D/H یک و نیم برابر بیشتر از سایر نقاط سیاره است. این لایه ابری کدر نور خورشید را بازتاب می‌دهد و مشاهده مستقیم سطح زهره از زمین را ناممکن می‌سازد. از ۳۱ تا ۴۸ کیلومتر، جو «مه‌آلود» توصیف می‌شود زیرا ذرات اندکی از سولفوریک اسید در آن وجود دارد. 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. نمودار سمت راست نمای گسترده‌شده عناصر ردپا را نشان می‌دهد که کمتر از یک‌هزارم کل را تشکیل می‌دهند. 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. فشار در سطح زهره چنان زیاد است که کربن دی‌اکسید (CO₂) از نظر فنی دیگر یک گاز نیست، بلکه یک 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. 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. 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 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. 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 تفسیر از گردش هوا با توزیع کربن منوکسید در اطراف عرض جغرافیایی ±۶۰ درجه تأیید می‌شود. این گردنه‌ها با دماهایی میان ۳۰ تا ۴۰ کلوین پایین‌تر از سایر عرض‌های جغرافیایی مشخص می‌شوند، که احتمالاً به دلیل سرمایش بی‌دررو است. این‌ها طوفان‌هایی شبیه به گردبادهای غول‌آسا هستند (چهار برابر بزرگ‌تر از همتایان زمینی‌شان). 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. 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. 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 دوم، دما دوباره کاهش می‌یابد و در ارتفاع ۹۵ کیلومتر به ۱۶۵ کلوین (−۱۰۸ درجه سانتیگراد) می‌رسد، جایی که مزوپاز آغاز می‌شود. 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. 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. بیشترین چگالی الکترون‌ها با مقدار ۳×۱۰¹¹ متر مکعب در لایه دوم در نقطه زیرخورشیدی به دست می‌آید. 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. 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. 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. 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. نسبت تحلیل هیدروژن به اکسیژن که به ۲ نزدیک است (یعنی نسبت استوکیومتریک) نشان‌دهنده تحلیل آب است. 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). 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. 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. | ## بخش 2: جو زهره | 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 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 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 — و — 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. 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. 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 است. این کربن دی‌اکسید ابربحرانی نوعی دریا را تشکیل می‌دهد با چگالی ۵/۶ درصد آب که تمام سطح زهره را می‌پوشاند. این دریای 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 کُند سیاره باعث می‌شود یک روز خورشیدی ۵/۱۱۶ روز زمینی طول بکشد. +جو300pxارتفاع(کیلومتر)دما(°C)فشار اتمسفری(اتمسفر (یکا ۰۴۶۲۹۲٫۱۰۵۴۲۴۶۶٫۶۵۱۰۳۸۵۴۷٫۳۹۱۵۳۴۸۳۳٫۰۴۲۰۳۰۶۲۲٫۵۲۲۵۲۶۴۱۴٫۹۳۳۰۲۲۲۹٫۸۵۱۳۵۱۸۰۵٫۹۱۷۴۰۱۴۳۳٫۵۰۱۴۵۱۱۰۱٫۹۷۹۵۰۷۵۱٫۰۶۶۵۵۲۷۰٫۵۳۱ ۴۶۰−۱۰۰٫۲۳۵ ۷۶۵−۳۰۰٫۰۹۷ ۶۵۷۰−۴۳۰٫۰۳۶ ۹۰۸۰−۷۶۰٫۰۰۴ ۷۶۰۹۰−۱۰۴۰٫۰۰۰ ۳۷۳ ۶۱۰۰−۱۱۲۰٫۰۰۰ ۰۲۶ 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. سرعت باد آن تقریباً برآیند توازن شیو فشار و نیروی گریز از مرکز در جریانی تقریباً خالص 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. 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. 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. 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. 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. 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 برآمده از آن است. 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. 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 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. لکه‌های تیره ابرهایی هستند که در برابر جو تحتانی بسیار داغ که تابش فروسرخ گرمایی گسیل می‌کند به صورت سایه دیده می‌شوند. 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. 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 کیلومتراین ضخامت مربوط به عرض‌های جغرافیایی قطبی است. در لایه دوم، دما دوباره کاهش می‌یابد و در ارتفاع ۹۵ کیلومتری که آغاز می‌شود به حدود ۱۶۵ کلوین (منفی ۱۰۸ درجه سلسیوس) می‌رسد. 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 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 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. 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. 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. 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. در نقطه زیرخورشیدی، شوک تعظیم در فاصله ۱۹۰۰ کیلومتر (۰٫۳ Rv، که Rv شعاع زهره است) بالاتر از سطح زهره قرار دارد. نزدیک به بیشینه فعالیت خورشیدی، این فاصله می‌تواند چند برابر بیشتر از سیاره باشد. 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. | ## بخش 3: جو زهره | 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. نسبت فرار هیدروژن به اکسیژن حدود ۲ است (یعنی تقریباً استوکیومتریک برای آب) که نشان‌دهنده فرار مستمر آب است. 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 درصداین سپیدایی کروی است. 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. 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. 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. 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. علت آن هنوز ناشناخته است و آتشفشان‌خیزی سطحی به عنوان یک توضیح احتمالی مطرح شده‌است. مدارگردهای شوروی ونرا ۹ و ۱۰ شواهد نوری و الکترومغناطیسی مبهمی از آذرخش به دست آوردند.V. 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 شناسایی کرد که می‌توانستند به آذرخش نسبت داده شوند. 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. (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 با فتومتر بودند. 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 («)» 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 می‌گویند در زمین وجود دارند و زیستگاه‌های بسیار سخت را ترجیح می‌دهند. گرمادوستان و در دماهایی بالاتر از نقطه جوش آب به زندگی ادامه می‌دهند، اسیدوفیل‌ها در پی‌اچ ۳ یا کمتر رشد می‌کنند، 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. 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. 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. در سال ۲۰۱۶، 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 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.M. 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. 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. 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. گذر خورشیدی زهره رویدادی بسیار نادر است و آخرین گذر خورشیدی این سیاره پیش از سال ۲۰۰۴، در سال ۱۸۸۲ رخ داده بود. 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. 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 (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. 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. 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. یک هواپیمای خورشیدی نیز توسط 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. 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. | ## جمع‌بندی | 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.