Atmosfera Wenus – warstwa gazów otaczająca planetę Wenus, która składa się głównie z dwutlenku węgla i jest dużo gęstsza oraz gorętsza od atmosfery Ziemi.
Temperatura przy powierzchni planety wynosi 740 K (467 °C), ciśnienie 93 bary (9,3 MPa, równe panującemu około 900 m pod powierzchnią wody na Ziemi), natomiast gęstość 67 kg/m³. W atmosferze Wenus obecne są nieprzezroczyste chmury składające się z wody z dodatkiem kwasu siarkowego i siarczanów (hydraty), co powoduje, że powierzchnia planety nie jest widoczna ani z Ziemi, ani sond orbitalnych – jej ukształtowanie znane jest wyłącznie na podstawie badań radarowych. Oprócz dwutlenku węgla drugim głównym składnikiem atmosfery jest azot, którego zawartość wynosi 3,5%; pozostałe gazy znajdują się w ilościach śladowych.
Poza samą powierzchnią, gdzie wiatry nie przekraczają 2,8 m/s (10 km/h), atmosfera Wenus znajduje się w intensywnym ruchu. W najniższej z jej warstw, troposferze, wieją potężne wiatry (100 m/s, 360 km/h). Prędkość ta jest szczególnie duża w porównaniu z powolną rotacją Wenus: planeta obraca się wokół własnej osi w ciągu 243 dni ziemskich, wiatry natomiast okrążają ją w jedynie 4 dni, czyli 60 razy szybciej – zjawisko to nazywane jest superrotacją. Ponad troposferą znajduje się spokojniejsza pod tym względem mezosfera, a ponad nią termosfera. Przepływ gazów w termosferze ponownie się wzmaga, ale według zupełnie innego schematu – ogrzane i częściowo zjonizowane gazy przepływają tam z dziennej na nocną stronę planety.
W przeciwieństwie do Ziemi Wenus nie generuje własnego pola magnetycznego. W wyniku oddziaływania planety z cząstkami wiatru słonecznego posiada ona wprawdzie tak zwaną magnetosferę indukowaną, nie stanowi ona jednak tak skutecznego zabezpieczenia przed wiatrem słonecznym, jak jest to na przykład w przypadku Ziemi – lżejsze gazy, w tym para wodna, są stale porywane („wydmuchiwane”) z atmosfery planety. Podejrzewa się, że atmosfera Wenus około 4 miliardy lat temu była dużo bardziej zbliżona do ziemskiej (zob. pierwsza, druga i trzecia atmosfera Ziemi), umożliwiając występowanie ciekłej wody na powierzchni planety. Para powstała w wyniku wyparowania powierzchniowych zbiorników mogła stanowić pierwszy gaz cieplarniany, który przed ucieczką w przestrzeń kosmiczną zdążył zapoczątkować wzrost stężenia kolejnych. Doprowadziło to do niekontrolowanego efektu cieplarnianego, który ukształtował planetę taką, jaką jest dzisiaj.
Mimo ekstremalnych warunków panujących na powierzchni planety, ciśnienie i temperatura panujące na wysokości 50–65 km są prawie takie same, jak przy powierzchni Ziemi. Górne warstwy atmosfery Wenus są w związku z tym najbardziej zbliżonym do Ziemi środowiskiem w całym Układzie Słonecznym, bardziej nawet niż powierzchnia Marsa. Ponieważ powietrze ziemskie jest rzadsze od atmosfery Wenus, możliwe fizycznie byłoby stworzenie napełnionych nim balonów, które utrzymywałyby stałą wysokość i zapewniały warunki do życia dla ludzi. Z tego powodu górne warstwy atmosfery Wenus są proponowane jako miejsce badań, a nawet kolonizacji planety.
Pierwszą osobą, która wysunęła hipotezę o obecności atmosfery na Wenus, był rosyjski uczony Michaił Łomonosow. Podczas końcowej fazy tranzytu Wenus w roku 1761 zaobserwował on łuk światła po stronie planety, która nie znajdowała się już bezpośrednio na tle Słońca. Zjawisko to wytłumaczył refrakcją w atmosferze.
Skład thumb|Skład atmosfery Wenus. Wykres po prawej, na szarym tle, przedstawia rozkład zawartości gazów śladowych, które w sumie stanowią mniej niż 0,1% atmosfery. Atmosfera Wenus składa się w 96,5% z dwutlenku węgla, 3,5% azotu oraz śladowych ilości innych gazów, przede wszystkim dwutlenku siarki. Zawartość azotu w atmosferze jest względnie mała w porównaniu do zawartości dwutlenku węgla, jednak ponieważ atmosfera jest dużo gęstsza niż na Ziemi, jego całkowita ilość jest czterokrotnie większa niż na Ziemi, gdzie stanowi on 78% atmosfery.
Atmosfera zawiera szereg innych związków, których udział procentowy jest niewielki. Są to między innymi chlorowodór (HCl), fluorowodór (HF), a także tlenek węgla, para wodna i, w wysokich warstwach, atomowy tlen. Wodoru z kolei jest stosunkowo niewiele; uważa się, że duża jego część została utracona w wyniku ucieczki atmosferycznej, a większość jego pozostałości związana jest w postaci kwasu siarkowego (H2SO4) oraz siarkowodoru (H2S). Mocnym argumentem za tą teorią jest bardzo wysoki udział deuteru w stosunku do 1H, zmierzony w atmosferze Wenus. Stosunek ten wynosi około 0,015–0,025, czyli 100–150 razy więcej niż wartość 1,6 zmierzona w atmosferze ziemskiej, a w mezosferze znajduje się go 2,5 raza więcej niż w troposferze. Lżejsze gazy w większym stopniu podlegają mechanizmowi ucieczki, co zgadza się z obserwowanym zubożeniem atmosfery w izotop wodoru 1H w stosunku do dwukrotnie cięższego deuteru.
Troposfera Atmosfera podzielona jest na różne warstwy, w zależności od odległości od powierzchni planety. Najgęstsza część atmosfery, troposfera, zaczyna się przy powierzchni i rozciąga się do wysokości około 65 km. Przy samej powierzchni Wenus, w planetarnej warstwie granicznej, panują bardzo wysokie ciśnienia i temperatury, a wiatry są powolne, jednak na górze troposfery temperatura i ciśnienie zbliżone są do ziemskich, a wiatry nabierają prędkości do 100 m/s.
Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Wenus jest około 92-krotnie wyższe niż na Ziemi, co stanowi wartość porównywalną z ciśnieniem około 900 m poniżej poziomu ziemskiego oceanu. Atmosfera ma sumaryczną masę 4,8 kg, około 93 razy więcej niż masa atmosfery ziemskiej. Gęstość powietrza na poziomie gruntu to 67 kg/m³, czyli jest 56 razy większa niż ziemskiego powietrza i tylko 15 razy mniejsza niż ciekłej wody. Ciśnienie na powierzchni jest na tyle wysokie, że dwutlenek węgla ściśle rzecz biorąc nie jest gazem, gdyż występuje w stanie nadkrytycznym. Powierzchnia planety pokryta jest więc morzem nadkrytycznego dwutlenku węgla, który bardzo skutecznie przenosi ciepło i wyrównuje temperatury pomiędzy półkulą „dzienną” a „nocną”.
Duża zawartość CO2 w atmosferze, a także para wodna i dwutlenek siarki wywołują na Wenus silny efekt cieplarniany, zatrzymując energię słoneczną przed odbiciem z powrotem w przestrzeń kosmiczną. W konsekwencji temperatura powierzchni Wenus wynosi około 740 K (467 °C), więcej niż na jakiejkolwiek innej planecie w Układzie Słonecznym, włącznie z Merkurym, który mimo znacznie większego nasłonecznienia pozbawiony jest atmosfery i znaczną jego część odbija z powrotem. Średnia temperatura na powierzchni planety przekracza temperaturę topnienia ołowiu (600 K, 327 °C), a nawet cynku (693 K, 420 °C).
Troposfera Wenus zawiera 99% masy całej atmosfery, a 90% masy atmosfery znajduje się do 28 km od powierzchni; dla porównania 90% masy atmosfery Ziemi znajduje się poniżej wysokości 10 km. Na wysokości 50 km ciśnienie atmosfery Wenus jest z grubsza równe panującemu na powierzchni Ziemi. Po nocnej stronie planety chmury ciągną się aż do wysokości 80 km.
Wysokość, na której troposfera Wenus najbardziej przypomina warunki ziemskie, to okolice tropopauzy. Według pomiarów sond Magellan oraz Venus Express pomiędzy 52,5 a 54 km temperatura zawiera się pomiędzy 293 K (20 °C) a 310 K (37 °C), a ciśnienie na wysokości 49,5 km jest równe ziemskiemu na poziomie morza.
Cyrkulacja w troposferze Na Wenus, w związku z niewielkim tempem jej rotacji, efekt Coriolisa jest znacznie słabszy niż na Ziemi, a wiatry kształtuje równowaga pomiędzy gradientem ciśnienia a siłą odśrodkową – ten reżim nazywany jest przybliżeniem cyklostroficznym i charakteryzuje się on wiatrami wiejącymi niemal wyłącznie wzdłuż równoleżników. Dla porównania, rotacja Ziemi wokół osi jest znacznie szybsza i związana z nią siła Coriolisa ma duży wpływ na kształtowanie się ziemskich wiatrów. Prowadzi to do dominacji w jej atmosferze wiatrów geostroficznych – wynikających z równowagi pomiędzy gradientem ciśnienia a siłą Coriolisa. Z przyczyn technicznych prędkość wiatrów na Wenus może być bezpośrednio mierzona przez orbitujące sondy jedynie w okolicach tropopauzy, pomiędzy 60 a 70 km nad powierzchnią planety, gdzie znajduje się górna warstwa chmur. Ruch chmur obserwowany jest zazwyczaj w ultrafiolecie, gdzie kontrast pomiędzy nimi jest najsilniejszy. Prędkości liniowe wiatru na tej wysokości wynoszą poniżej 50° równoleżnika. Wiatry wieją w kierunku zgodnym z kierunkiem rotacji samej planety i szybko słabną w stronę większych szerokości planetograficznych, ustając na biegunach planety. Tak silne wiatry okrążają planetę szybciej, niż obraca się ona wokół własnej osi – zjawisko to zwane jest superrotacją. Superrotacja na Wenus nie jest jednostajna, lecz zależy od szerokości planetograficznej – na równiku troposfera porusza się w stosunku do powierzchni planety szybciej, niż ma to miejsce bliżej biegunów. Oprócz różnic między szerokościami planetograficznymi prędkość wiatru zależy również mocno od wysokości nad powierzchnią planety – poniżej równoleżników ±50° spada ona w kierunku powierzchni z gradientem 3 m/s na km. Wiatry bezpośrednio przy powierzchni są dużo wolniejsze niż na Ziemi, wieją z prędkością średnią 0,3–1 m/s i nie przekraczają w porywach 2 m/s. Wobec bardzo dużej gęstości atmosfery nawet taka prędkość oznacza wystarczającą energię kinetyczną do przenoszenia pyłu i małych kamyków, podobnie jak powolny prąd wody.
thumb|Schemat cyrkulacji atmosferycznej w osi północ-południe. Widoczne są występujące w troposferze komórki Hadleya, które rozprowadzają powietrze od równika do około ±60° równoleżnika, gdzie zaczynają się pasy polarne oraz występujące w nich wiry. Powyżej, w termosferze, występuje cyrkulacja przenosząca ciepły gaz z dziennej strony Wenus na półkulę, gdzie panuje noc. Należy podkreślić, że zilustrowana tu cyrkulacja jest dużo mniej znacząca niż potężne wiatry wiejące w osi wschód-zachód.
Kluczowym czynnikiem powodującym wiatry na Wenus jest konwekcja. W troposferze ciepłe powietrze unosi się w obszarach równikowych, gdzie nasłonecznienie jest najsilniejsze, po czym wędruje na bieguny – ten schemat przepływu troposfery obejmujący prawie całą planetę nazywany jest cyrkulacją Hadleya. Prędkość wiatrów wiejących w osi północ-południe jest jednak znacznie mniejsza niż strefowych wiatrów wiejących wzdłuż równoleżników. Granicą komórki Hadleya, obejmującej większość planety, są równoleżniki ±60°, gdzie ciepłe powietrze opada i zaczyna powracać na równik pod warstwą chmur. Poparcie dla tego modelu stanowią pomiary rozkładu tlenku węgla w atmosferze Wenus, który skupiony jest głównie w obszarze, gdzie te prądy zawracają. Dalej w stronę biegunów planety cyrkulację dominują inne zjawiska – pomiędzy równoleżnikami 60° a 70° występują zimne, polarne pasy. Charakteryzują się one temperaturą o 30–40 K niższą niż w górnej troposferze na sąsiednich szerokościach planetograficznych. Występują tam też gęstsze i ciągnące się wyżej chmury, znajdujące się na wysokości 70–72 km nad powierzchnią planety, czyli około 5 km wyżej niż w okach występujących tam wirów. Przyczyną obydwu zjawisk jest prawdopodobnie powodowany przez wiatry na granicy komórki Hadleya wyrzut powietrza w górę, które ulega chłodzeniu adiabatycznemu. Możliwe jest też, że istnieje związek pomiędzy pasami polarnymi a szybkimi prądami strumieniowymi w okolicach 55–60° szerokości planetograficznej, które są naturalną konsekwencją cyrkulacji Hadleya.