Venus’ atmosfære er mye tettere og varmere enn jordens atmosfære. Temperaturen ved overflaten ligger på 740 K (467 °C) mens trykket er 93 bar. Atmosfæren inneholder ugjennomsiktige skyer av svovelsyre som gjør optiske observasjoner av overflaten umulig, og informasjonen om Venus’ topografi har utelukkende blitt innhentet ved bruk av radar. De viktigste atmosfæriske gassene er karbondioksid og nitrogen mens andre kjemiske forbindelser kun forekommer i spormengder.
Atmosfæren er i en tilstand av kraftig sirkulasjon og superrotasjon. Hele atmosfæren sirkler rundt planeten på bare fire jorddager, mye raskere enn planetens sideriske dag på 243 dager. Vinden som forårsaker denne rotasjonen blåser så raskt som 100 m/s (~360 km/t), opp mot 60 ganger planetens egen rotasjonshastighet. Til sammenligning når jordens kraftigste vinder bare 10–20 % av jordens rotasjonshastighet. På den andre siden blir vindhastigheten tregere jo nærmere overflaten den kommer, og kuling når knapt 10 km/t ved overflaten. Nær polene finnes antisyklone strukturer kalt polarvirvler. Hver virvel er dobbeløyet og viser karakteristiske S-formede mønstre av skyer.
I motsetning til jorden mangler Venus et magnetfelt og ionosfæren skiller atmosfæren fra verdensrommet og solvinden. Dette ioniserte laget stenger for solens magnetfelt og gir Venus et distinkt magnetisk miljø. Dette anses som Venus’ induserte magnetosfære. Lettere gasser, inkludert vanndamp, blir kontinuerlig blåst avgårde av solvinden gjennom den induserte magnetosfæren. Det spekuleres i om Venus’ atmosfære frem til for rundt 4 milliarder år siden var mer lik jordens med flytende vann på overflaten. Den løpske drivhuseffekten kan ha blitt forårsaket av fordamping av overflatevann og påfølgende økning av nivåene av andre klimagasser.
Til tross for de harde forholdene på overflaten er det atmosfæriske trykket og temperaturen rundt 50–65 km over overflaten nær de samme som på jorden. Dette gjør den øvre atmosfæren til det mest jord-like området i solsystemet, selv mer likt enn overflaten på Mars. Likhetene mellom trykk og temperatur, og det faktum at pusteluft (21 % oksygen og 78 % nitrogen) er en stigende gass på Venus på samme måte som helium er en stigende gass på jorden, gjør at den øvre atmosfæren har blitt foreslått som et mulig sted for både utforskning og kolonisering.
Struktur og sammensetning Sammensetning thumb|Kakediagram for Venus’ atmosfære. Diagrammet til høyre er et forstørret visning av sporstoffer som til sammen utgjør mindre enn en tidels prosent. Venus’ atmosfære består stort sett av karbondioksid med en liten mengde nitrogen og noen andre sporstoffer. Mengden nitrogen er relativt liten sammenlignet med mengden karbondioksid, men siden atmosfæren er så mye tykkere enn jordens er det totale nitrogeninnholdet drøyt fire ganger større enn på jorden, selv om jordens nitrogen utgjør opp mot 78 % av atmosfæren.
Atmosfæren inneholder en rekke interessante stoffer i små mengder. Dette inkluderer stoffer som er basert på hydrogen som blant annet hydrogenklorid (HCl) og hydrogenfluorid (HF). Der finnes også karbonmonoksid, vanndamp og molekylært oksygen. Hydrogen er relativt en mangelvare i atmosfæren på Venus. En stor mengde av planetens hydrogen antas å ha forsvunnet ut i verdensrommet mens det resterende stort sett er bundet opp i svovelsyre () og hydrogensulfid (). Mangelen på betydelige mengder hydrogen er påvist av D/H-forholdet målt i atmosfæren. Forholdet er ca 0,0025, og er mye høyere enn de terrestriske verdiene på 1,6. I tillegg er D/H-forholdet i den øvre delen av atmosfæren 1,5 ganger høyere enn i hoveddelen av atmosfæren.
thumb|left|Tegning av Mikhail Lomonosov fra 1761 i hans verk om oppdagelsen av Venus’ atmosfære
Troposfære Atmosfæren er delt inn i flere seksjoner avhengig av høyde. Den tetteste delen, troposfæren, begynner ved overflaten av planeten og strekker seg oppover til 65 km. På den ovn-lignende overflaten er vindene saktegående, men i toppen av troposfæren er temperaturen og trykket på jordlignende nivåer og skyene kommer opp i hastigheter på 100 m/s.
Atmosfæren har en masse på 4,8 kg, ca. 93 ganger massen av jordens totale atmosfære. Det atmosfæriske trykket ved overflaten er ca. 92 ganger større enn på jorden, tilsvarende trykket 910 m under havoverflaten. Trykket er høyt nok til at karbondioksid ikke lengre er en gass, men en superkritisk væske. Tettheten av luften ved overflaten er 67 kg/m³, som er 6,5 % av tettheten for flytende vann på jorden.
Den store mengden skaper sammen med vanndamp og svoveldioksid en kraftig drivhuseffekt som fanger solenergien og øker overflatetemperaturen til rundt 740 K (467 °C), varmere enn noen annen planet i solsystemet. Venus er varmere enn Merkur, til tross for at den ligger lengre unna solen og mottar kun 25 % av solenergien som det Merkur gjør. Den gjennomsnittlige temperaturen på overflaten er over smeltepunktet for bly (327 °C), tinn (232 °C) og sink (420 °C). Den tykke troposfæren gjør også at forskjellene i dag- og nattemperatur er liten, selv om den sakte retrograde rotasjonen gjør at lengden på en soldag tilsvarer minst 116,5 dager på jorden. Overflaten befinner seg 58,3 dager i mørket før solen stiger opp bak skyene igjen.
+AtmosfæreframelessHøyde(km)Temp.(°C)Atmosfærisktrykk(x jorden)046292.10542466.651038547.391534833.042030622.522526414.93302229.851351805.917401433.501451101.97950751.06655270.531460−100.235765−300.0976570−430.0369080−760.00476090−1040.0003736100−1120.00002660
Troposfæren inneholder 99 % av atmosfærens masse og 90 % av atmosfæren befinner seg innenfor 28 km over overflaten – til sammenligning er 90 % av jordens atmosfære innenfor 10 km over overflaten. I en høyde av 50 km er det atmosfæriske trykket tilnærmet trykket ved overflaten av jorden. På nattsiden av Venus kan skyer fremdeles bli funnet 80 km over overflaten.
Området av troposfæren som er mest lik jorden er nær tropopausen – grensen mellom troposfæren og mesosfæren. Det ligger litt over 50 km fra overflaten. Ifølge målinger av Magellan- og Venus Express-sondene har området fra 52,5 til 54 km en temperatur mellom 293–310 K (20–37 °C), og 49,5 km over overflaten blir trykket tilsvarende som ved havoverflaten på jorden. Når bemannede romskip blir i stand til å kompensere for forskjeller i temperaturer til en viss grad, vil alt fra rundt 50–54 km over overflaten være det enkleste området å basere en utforskning eller koloni fra. Her vil temperaturene være i den avgjørende sonen for flytende vann fra 273–323 K (0–50 °C) og lufttrykket det samme som i beboelige områder på jorden.
Sirkulasjon Sirkulasjonen i troposfæren følger den syklostrofiske tilnærmingen. Vindhastighetene er grovt bestemt av balansen av trykkgradienten og sentrifugalkraften i nesten rene sonale strømmer. I motsetning er sirkulasjonen i jordens atmosfære styrt av den geostrofiske balansen. Vindhastighetene på Venus kan kun måles direkte i den øvre troposfæren (tropopausen), fra 60–70 km høyde, som tilsvarer det øvre skylaget. Skyenes bevegelser er vanligvis observert i den ultrafiolette delen av spekteret hvor kontrasten mellom skyene er den høyeste.
Den lineære vindhastigheten på dette nivået er omtrent 100 ± 10 m/s ved lavere enn 50° breddegrad. De er retrograde i den forstand at de blåser i retning av den retrograde rotasjonen av planeten. Mot høyere breddegrader avtar vindene raskt før de når null ved polene. Slike sterke vinder i skytoppene forårsaker et fenomen kjent som superrotasjon av atmosfæren, med andre ord, disse høyhastighetsvindene sirkler rundt hele planeten raskere enn selve planeten roterer.
Denne superrotasjonen er differensial, noe som betyr at den ekvatoriale troposfæren superroterer saktere enn troposfæren ved midlere breddegrader. Vinden har også en sterk vertikal gradient. De avtar dypt inne i troposfæren med en hastighet på 3 m/s per km. Vindene nær overflaten går mye tregere enn på jorden. De beveger seg bare med noen få kilometer per time (vanligvis mindre enn 2 m/s og med et gjennomsnitt på 0,3–1,0 m/s), men på grunn av atmosfærens høye tetthet ved overflaten er dette tilstrekkelig til å transportere støv og små steiner over overflaten, omtrent som en saktegående strøm av vann.
thumb|Meridional (nord-sør) komponent av den atmosfæriske sirkulasjonen. Den meridionale sirkulasjonen er mye lavere enn den sonale sirkulasjonen, som transporterer varme mellom dag- og nattsidene
Alle vinder på Venus er til syvende og sist drevet av konveksjon. Varm luft stiger i ekvatorsonen hvor solvarmen er konsentrert, og strømmer til polene. En slik tilnærmet global omveltning av troposfæren kalles Hadley-sirkulasjon. Den meridionale luftbevegelsen er imidlertid mye tregere enn den sonale vinden. Hadleycellens grense mot polene går nær ±60° breddegrader, hvor luften begynner å stige og returnere til ekvator under skyene. Denne tolkningen støttes av fordelingen av karbonmonoksid, som også er konsentrert i nærheten av ±60° breddegrader.
På polsiden av Hadley-cellene er et annet mønster av sirkulasjon observert. I breddegradene 60°–70° eksisterer det kalde polare krager som karakteriseres ved temperaturer rundt 30–40 K lavere enn i den øvre troposfæren i nærliggende breddegrader. Den lavere temperaturen er trolig forårsaket av oppstrømning av luften i dem og den påfølgende adiabatiske avkjølingen. En slik tolkning støttes av tettere og høyere skyer i kragene. Skyene ligger i 70–72 km høyde i kragene – 5 km høyere enn ved polene og ved lavere breddegrader. En sammenheng kan eksistere mellom de kalde kragene og høyhastighetsstrømmer ved midlere breddegrader hvor vindene blåser så raskt som 140 m/s. Slike strømmer er en naturlig konsekvens av Hadley-sirkulasjonen og bør eksistere på Venus mellom 55–60° breddegrad.
Polarvirvler innenfor de kalde polarkragene er gigantiske orkanlignende stormer, fire ganger større enn deres jordiske paralleller. Hver virvel har to «øyne» – sentrene av rotasjonen som er forbundet med distinkte S-formede skystrukturer. Slike dobbeltøyde strukturer kalles også polare dipoler. Virvlene roterer med en periode på ca. tre dager i retning av den generelle superrotasjon for atmosfæren. De lineære vindhastighetene er 35–50 m/s nær ytterkantene og null ved polene. Temperaturen i skytoppene i de polare virvlene er mye høyere enn i de nærliggende polare kragene og når 250 K (−23 °C).
Polarvirvlene tolkes konvensjonelt som antisykloner med nedstrømning i sentrum og oppstrømning i de kalde polarkragene. Denne typen sirkulasjon ligner de polare antisyklone virvelbevegelsene på jorden, spesielt den ene funnet over Antarktika. Observasjoner i de ulike infrarøde atmosfæriske vinduene indikerer at den antisyklone sirkulasjonen nær polene kan trenge så dypt ned som til 50 km høyde, det vil si ned til bunnen av skyene.
Den polare, øvre troposfæren og mesosfæren er ekstremt dynamiske; store, lyse skyer kan komme og forsvinne i løpet av noen få timer. En slik hendelse ble observert av Venus Express mellom 9. og 13. januar 2008 da den sørlige polare regionen ble 30 % lysere. Denne hendelsen ble trolig forårsaket av en injeksjon av svoveldioksid i mesosfæren, som deretter kondenserte og dannet en lys dis. De to øynene i virvlene har enda tilgode å bli forklart.
left|thumb|Falske farger nær infrarødt (2,3 μm) bilde av den dype atmosfæren, innhentet av Galileo. De mørke flekkene er skyer i silhuett mot den svært varme, nedre atmosfæren som utstråler termisk infrarød stråling.
Den første virvelen på Venus ble oppdaget på nordpolen av Pioneer Venus-prosjektet i 1978. Den andre store «dobbeltøyde» polarvirvelen ved sørpolen ble oppdaget sommeren 2006 av Venus Express, uten å gi nye overraskelser.
Øvre atmosfære og ionosfære