Venus
Kaasukehä

Venuksella on hyvin tiheä, suurimmaksi osaksi hiilidioksidista koostuva kaasukehä, joka lämmittää planeettaa kasvihuoneilmiön kautta. Arvellaan että Venuksen kaasukehä ei ole alkuperäinen, vaan on syntynyt alkuaikojen jälkeen tuliperäisen toiminnan seurauksena.
Venuksessa arvioidaan olevan yhtä paljon hiilidioksidia kuin Maassakin, tosin täällä se on sitoutunut maaperän karbonaattikiviin toisin kuin Venuksessa, jossa lähes kaikki hiilidioksidi on kaasukehässä. Karbonaatit ovat yhdisteitä, jotka sisältävät hiiltä ja happea. Maassa karbonaattien syntymiseen tiedetään tarvittavan vettä. Venuksessa oleva nestemäinen vesi olisi  mahdollisesti kyennyt tekemään saman myös siellä, ja se olisi voinut ehkäistä niin rajun kasvihuoneilmiön syntymisen.
Meille näkyvä pilvien huippu on noin 70 kilometrin korkeudessa, ja sen yllä on noin 90 kilometriin asti utua. Tiheimmät pilvet ovat noin 49–51 kilometrin korkeudessa, ja hieman harvempi keskimmäinen pilvikerros alle 57 kilometrin korkeudessa. Pilvien alapuolella on noin 30/35–45 kilometrin korkeudessa ohutta utua ja pinnalla täysin selkeää. Joissain kohdissa pilvet ovat ohuempia, joissain paksumpia. Ultraviolettivalossa näkyy enemmän pilvien piirteitä.
Noin sadan kilometrin korkeudessa sijaitseva otsonikerros on Maan kerrosta satatuhatta kertaa harvempi.
Pilvet esiintyvät kolmessa erillisessä kerroksessa; kaksi ylintä koostuvat pienistä rikkihappopisaroista ja alin todennäköisesti fosforihappoliuoksesta. Ylimmissä pilvikerroksissa on ultraviolettialueella havaittavissa tuhansien kilometrien kokoisia Y-kirjaimen muotoisia pilvimuodostelmia, jotka ovat varsin lyhytikäisiä, mutta uusiutuvat jatkuvasti ja ovat siten pysyvä piirre planeetan kaasukehässä. Pilvet ovat varsin harvoja, ja niiden sisällä näkyvyys on useita satoja metrejä. Pinnalla näkyvyys on jo useita kilometrejä.
Pilvien rikkihappo tulee tulivuoren purkauskaasujen vesihöyryn ja rikkidioksidin reagoidessa keskenään Auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta. Auringon ultraviolettisäteily myös hajottaa vesihöyryä, joka karkaa avaruuteen.
Kaasukehässä on yli 96 prosenttia hiilidioksidia, 3,5 prosenttia typpeä ja hyvin pieni määrä muita aineita. Kaasunpaine on pinnalla noin 92-kertainen Maan ilmanpaineeseen verrattuna ja vastaa painetta meressä noin kilometrin syvyydessä. Venuksen kaasukehässä olevasta vedystä suuri osa karkaa pois jatkuvasti pelkästään lämpötilan vaikutuksesta: tätä ilmiötä kutsutaan ”termiseksi paoksi”. Osa kaasukehään jäävästä vedystä on vedyn isotooppi deuteriumia, joka on hiukan raskaampaa kuin tavallinen vety, joten se ei karkaa aurinkotuulien mukana niin herkästi.
Syyskuussa 2020 kansainvälinen tutkimusryhmä julkaisi radioteleskoopeilla tehtyjä mittauksia, joiden mukaan Venuksen kaasukehän pilvikerroksessa on fosfiinia (PH3) noin 20 miljardisosaa. Tutkijoiden mukaan mikään tunnettu kemiallinen reaktio ei selitä fosfiinin esiintymistä Venuksessa. Tutkijat epäilevät, että fosfiini saattaa olla peräisin jostain tuntemattomasta kemiallisesta prosessista tai mikrobitason elämästä Venuksen kaasukehässä. Marraskuussa 2020 mittauksesta löydettiin kalibrointivirhe. Virheen korjaamisen jälkeen fosfiinipitoisuus onkin vain yksi miljardisosa.
Pintalämpötila on keskimäärin 464 celsiusastetta, mikä on korkeampi kuin lyijyn sulamispiste. Lämpötila ei laske koskaan alle 400 asteen, ja alavilla alueilla lähellä päiväntasaajaa lämpötila saattaa nousta jopa 500 celsiusasteeseen. Lämpötila viilenee varsin nopeasti ylöspäin mentäessä: yläkaasukehässä lämpötila jää −45 celsiusasteeseen.
Erittäin korkean hiilidioksidipitoisuuden takia Venuksessa on äärimmäisen voimakas kasvihuoneilmiö, joka nostaa planeetan lämpötilaa noin 500 astetta teoreettista lämpötilaa suuremmaksi. Venuksen etäisyydellä olevan kaasukehättömän kappaleen lämpötilan tulisi olla noin 230 kelviniä eli –43 celsiusastetta.
Venuksessa on saattanut olla joskus miljardeja vuosia sitten alempi lämpötila ennen kasvihuoneilmiön karkaamista käsistä. Venuksen pinnalla näyttää olevan joitakin noin 700 astetta lämpimiä kuumia kohtia, mahdollisesti toimivia tulivuoria.
Venus on jopa lämpimämpi kuin kaasukehätön Merkurius, joka kiertää Aurinkoa lähes puolta lähempänä ja vastaanottaa siten lähes neljä kertaa suuremman säteilymäärän. Kaasukehä heijastaa 65 prosenttia näkyvästä valosta ja 60 prosenttia kaikesta säteilystä pois. Venuksen vastaanottama säteilymäärä on 2 613,9 W/m² kaasukehän yläosassa ja vain 1 071,1 W/m² pinnalla. Ilman kasvihuoneilmiötä kaasukehä itsessään viilentäisi planeetan pintaa huomattavasti. Pinta saa vain noin yhden prosentin yläilmakehään saapuvasta valosta; valo on suodattunut punaiseksi kuljettuaan pilvikerroksen ja hiilidioksidin läpi.
Vaikka Venuksen vuorokausi kestää hieman pidempään kuin vuosi aiheuttaen saman puolen kääntymisen pitkäksi aikaa Aurinkoa kohden, lämpötila vaihtelee vain vähän planeetan päivä- ja yöpuolella. Tämä johtuu kaasukehän lämpöä jakavasta vaikutuksesta: yläkaasukehän voimakkaat, 300–500 kilometriä tunnissa puhaltavat tuulet kiertävät koko planeetan noin neljässä päivässä ja jakavat päiväpuolen saamaa lämpöä muualle planeettaan. Tuulen nopeus on noin sata metriä sekunnissa.
Tuulen suuri nopeus johtuu yläilmakehän saamasta suuresta säteilyenergiasta. Nopeat tuulet ovat hyvin puuskaisia.
Pinnalla tuulten nopeus on vähäinen – muutamia kilometrejä tunnissa, mutta ilmakehän tiheyden johdosta pienikin tuulenvire aiheuttaa huomattavan vastuksen.
Venuksen napa-alueen yllä on napapyörre samaan tapaan kuin Maan ilmakehän ylemmissä kerroksissa.
Toistaiseksi on epäselvää, tapahtuuko ilmakehässä salamointia, sillä planeettaa tutkineiden luotainten havainnot ovat ristiriidassa keskenään.
Eräiden tietojen mukaan salamoita olisi toimiviksi arvioitujen tulivuorien kohdalla.