金星の大気

金星の大気

紫外線観測で明らかになった金星の大気の雲構造
一般情報[1]
身長	250 km (160 マイル)
平均表面圧力	92 バール (1,330 psi)
質量	4.8 × 10 20  kg
化学種	モル分率
作曲[1] [2]
二酸化炭素	96.5 %
窒素	3.5 %
二酸化硫黄	150ppm ​
アルゴン	70ppm
水蒸気	20ppm
一酸化炭素	17ppm
ヘリウム	12ppm
ネオン	7ppm
塩化水素	0.1～0.6ppm
フッ化水素	0.001～0.005ppm

金星の大気は、金星を取り囲む非常に濃いガスの層である。金星の大気は、96.5%の二酸化炭素と3.5%の窒素で構成されており、他の化合物は微量しか存在しない。^[1]金星の大気は地球よりもはるかに濃く、高温である。表面の温度は740  K (467 °C、872 °F)、圧力は93 bar (1,350 psi)で、これは地球の水深900 m (3,000 ft) の圧力とほぼ同じである。金星の大気は、惑星全体を覆う不透明な硫酸の雲の層を支えており、地球や軌道上からの表面の光学観測を妨げている。表面の地形に関する情報は、レーダー画像によってのみ得られている。

最表層を除けば、大気は活発に循環している。^[3]対流圏の上層ではスーパーローテーションという現象が見られ、大気はわずか4日で地球の周りを一周する。これは地球の恒星日である243日よりもはるかに速い。スーパーローテーションを支える風は100 m/s（≈360 km/hまたは220 mph）^[3]以上の速度で吹く。風は惑星の自転速度の最大60倍の速度で移動するが、地球で最も速い風でも自転速度の10%から20%に過ぎない。^[4]一方、風速は地表からの高度が低くなるにつれて徐々に遅くなり、地表では風速が2.8 m/s（≈10 km/hまたは6.2 mph）にほとんど達しない。^[5]極付近には極渦と呼ばれる高気圧構造がある。それぞれの渦は二重の目を持ち、特徴的なS字型の雲のパターンを示しています。^{[6]その上には}中間圏の中間層があり、対流圏と熱圏を分けています。^{[3] [2]}熱圏も強い循環が特徴ですが、その性質は大きく異なります。太陽が当たる半球で太陽光によって加熱され部分的にイオン化されたガスは、暗い半球に移動し、そこで再結合して下降します。^[2]

地球とは異なり、金星には磁場がありません。金星の電離層は大気を宇宙空間と太陽風から分離しています。この電離層は太陽の磁場を排除し、金星に独特の磁気環境を与えています。これは金星の誘導磁気圏と考えられています。水蒸気を含むより軽いガスは、誘導磁気圏尾部を通じて太陽風によって絶えず吹き飛ばされています。^[3]約40億年前までの金星の大気は、表面に液体の水があり、地球の大気に似ていたと推測されています。暴走温室効果は、表面水の蒸発とそれに続く他の温室効果ガスレベルの上昇によって引き起こされた可能性があります。^{[7] [8]}

表面の厳しい条件にもかかわらず、金星の表面から約50kmから65kmの高度の大気圧と気温は地球とほぼ同じであり、その上層大気は火星の表面よりもさらに太陽系内で地球に最も似た領域となっている。圧力と温度の類似性と、呼吸可能な空気（酸素21%、窒素78% ）が地球上のヘリウムと同様に金星上の浮遊ガスであるという事実により、上層大気は探査と植民地化の両方の場所として提案されている。^[9]

クリスティアーン・ホイヘンスは、金星に大気が存在するという仮説を最初に立てた人物である。1698年に出版された『宇宙論』第2巻で、彼は次のように書いている。^[10]

金星が地球に最も近づいたとき、角のようなものが生え始めたばかりの半月に似ていたとき、45フィートか60フィートの望遠鏡で金星を見たとき、いつも全体に同じように明瞭に見えたので、木星や火星は私たちにははるかに見えませんが、非常にはっきりと認識されているにもかかわらず、金星に一点も見えなかったことに私はよく不思議に思っていました。金星に海と陸のようなものがあったとしたら、非常に高い山から地球を見下ろすだけで、誰もが納得するように、前者は必然的に他方よりもずっと不明瞭に見えるはずです。金星のあまりに明るい光が、この等しく見える原因なのではないかと私は考えましたが、そのために燻製にした眼鏡を使ったときも、やはり同じでした。では、金星には海がないのでしょうか、それともそこの水は私たちの水よりも光を反射するか、陸地は光を反射しないのでしょうか。あるいはむしろ（私の考えではこれが最も可能性が高いのですが）、私たちが目にする光はすべて、火星や木星の大気よりも厚く、より固いため、金星自体を私たちが見ることを妨げ、同時に太陽から受け取った光線を送り返すことができる金星の周囲の大気から反射された光ではないでしょうか？

金星に大気が存在するという決定的な証拠は、ミハイル・ロモノーソフが1761年にロシアのサンクトペテルブルクにある自宅近くの小さな天文台で行った金星の太陽面通過の観測に基づいて提供された。^[11]

金星の大気は、二酸化炭素96.5%、窒素3.5% 、および微量の他のガス、特に二酸化硫黄で構成されています。^[12]大気中の窒素の量は二酸化炭素の量と比較すると比較的少ないですが、大気は地球よりもはるかに厚いため、地球では窒素が大気の約78%を占めているにもかかわらず、金星の窒素の総含有量は地球の約4倍です。^{[1] [13]}

大気中には、塩化水素（HCl）やフッ化水素（HF）など、水素をベースにした化合物も含め、さまざまな化合物が少量含まれています。一酸化炭素、水蒸気、原子状酸素も存在します。^{[2] [3]}金星の大気中の水素は比較的不足しています。金星の水素の大部分は宇宙に失われたと理論づけられており、^[14]残りの大部分は水蒸気と硫酸（H ₂ SO ₄）に結合しています。金星の歴史的進化において水素が大幅に失われたことを示す強力な証拠は、金星の大気中で測定された非常に高いD-H比です。^{[3]この比は約0.015～0.025で、地球の値1.6} × 10 ⁻⁴の100～150倍です。^{[2] [15]}いくつかの測定によると、金星の上層大気のD/H比は、バルク大気よりも1.5高くなっています。^[2]

2020年には、金星の大気中にホスフィン（PH ₃ ）が微量に存在するかどうかについてかなりの議論がありました。ホスフィンは生命の存在を示す潜在的なバイオマーカーであるため、これは注目に値します。これは、この化合物が微量検出されたという2020年9月の発表に端を発しています。金星に存在する既知の非生物的発生源は、検出された量のホスフィンを生成することはできませんでした。 ^{[18] [19]}検討の結果、ホスフィンのスペクトル特性を含む複数の誤った分光線を生み出す補間エラーが発見されました。固定アルゴリズムでデータを再分析すると、ホスフィンが検出されないか、 ^{[20] [21]} 1ppbというはるかに低い濃度で検出されました。^[22]

この発表はパイオニア金星データの再解析を促し、塩素の一部と硫化水素のスペクトル特性のすべてがホスフィン関連であることが判明した。つまり、塩素の濃度は考えられていたよりも低く、硫化水素は検出されなかったということだ。^{[23] 2015年に}NASA赤外線望遠鏡施設によってアーカイブされた赤外線スペクトル測定の再解析が行われたが、金星の大気中にホスフィンは検出されず、ホスフィン濃度の上限は5ppbとされた。これは9月に報告された分光値の4分の1である。^[24]

2022年には、金星の高度75～110kmでホスフィンの検出はなく、上限濃度は0.8ppbであると発表された。^[25]

2024年9月、 JCMT-Venusデータの予備分析により、金星の大気中にホスフィンが存在し、高度55kmで濃度が300ppbであることが確認されました。金星の雲層のより深いところでホスフィン濃度を測定するには、さらなるデータ処理が必要です。^[26]

金星の大気中のアンモニアは、2つの大気探査機、ベネラ8号とパイオニア金星マルチプローブによって暫定的に検出されたが、金星の環境におけるセンサーの挙動が十分に解明されていなかったことと、アンモニアは金星の酸化力が強い大気中では化学的に不安定であると考えられていたことから、その検出は却下された。^[27]

大気は高度に応じていくつかのセクションに分かれています。大気の最も密度の高い部分である対流圏は、地表から始まり、上空65kmまで広がります。地表付近では風は遅いですが^[1]、対流圏の上部では温度と圧力が地球と同レベルに達し、雲の速度は100m/s（360km/h）まで上がります。^{[3] [28]}

金星の表面の大気圧は地球の約92倍で、海面下900メートル（3,000フィート）の圧力とほぼ同じです。大気の質量は4.8 × 10です。金星の表面の圧力は十分に高いため、二酸化炭素は技術的にはもはや気体ではなく、超臨界流体です。この超臨界二酸化炭素は、水の6.5％の密度を持つ一種の海を形成^し、 [ 30] 金星の表面全体を覆っています。この^{超臨界二酸化炭素}の海は、熱を非常に効率的に伝達し、夜と昼（地球上では56日間）の間の温度変化を緩和します。 ^[31]特に、金星の過去の大気圧が高かった可能性があり、金星の地形を形成する超臨界二酸化炭素のさらに流体のような層が形成されていた可能性があります。全体として、超臨界環境がどのように動作し、どのように形成されるかは不明です。 ^[32]

大気中の多量の二酸化炭素は_水蒸気や二酸化硫黄とともに強い温室効果を生み出し、太陽エネルギーを閉じ込めて表面温度を約 740 K (467 °C) まで上昇させます。^{[13]これは}太陽系の他のどの地球型惑星よりも高温であり、水星よりも太陽から遠く離れており、水星が受け取る太陽エネルギーの 25% (単位面積あたり) しか受け取らないにもかかわらず、水星よりも高温です。^[要出典]表面の平均気温は、鉛(600 K、327 °C)、スズ(505 K、232 °C)、亜鉛(693 K、420 ​​°C) の融点を超えています。また、厚い対流圏により昼側と夜側の温度差は小さくなっていますが、惑星のゆっくりとした逆行自転により 1 太陽日は地球の 116.5 日続きます。金星の表面は、太陽が雲の後ろから再び昇るまで58.3日間暗闇に包まれます。^[1]

金星の対流圏は、質量で大気の99%を占めています。金星の大気の90%は、表面から28km（17.5マイル）以内にあります。比較すると、地球の大気の90%は、表面から16km（10マイル）以内にあります。高度50km（31マイル）では、大気圧は地球の表面とほぼ同じです。^[34]金星の夜側では、表面から80km（50マイル）上空でも雲が見られます。^[35]

地球に最も近い対流圏の高度は、対流圏と中間圏の境界である対流圏界面付近で、高度50kmよりわずかに高い位置にあります。^[28]マゼラン探査機とビーナスエクスプレス探査機の測定によると、高度52.5kmから54kmの温度は293K（20℃）から310K（37℃）の間であり、地表から49.5kmの高度では、気圧が地球の海面と同じになります。^{[28] [36]}金星に送られる有人船はある程度の温度差を補正することができるため、探査や植民地の拠点として最も容易な高度は地表から約50～54km程度であり、その高度では温度が273K（0℃）～323K（50℃）の重要な「液体の水」の範囲にあり、気圧は地球の居住可能な地域と同じである。^{[9] [37]} _CO2は空気より重いため、植民地の空気（窒素と酸素）は飛行船のようにその高度で構造物を浮かせておくことができる。

金星の対流圏の循環は、いわゆる循環流に従っている。^[3]その風速は、ほぼ純粋な帯状流における圧力勾配と遠心力のバランスによって大まかに決定される。対照的に、地球の大気の循環は地衡流バランスによって支配されている。^[3]金星の風速は、上層雲層に対応する高度60～70 kmの上部対流圏（対流圏界面）でのみ直接測定できる。^[38]雲の動きは通常、雲間のコントラストが最も高いスペクトルの紫外線部分で観測される。 ^[38]このレベルでの線風速は、緯度50°未満で約100 ± 10 m/sである。これらは、惑星の逆回転の方向に吹くという意味で逆行性である。 ^[38]風は高緯度に向かって急速に弱まり、極では最終的にゼロになる。このような強い雲頂風は、大気のスーパーローテーションと呼ばれる現象を引き起こします。^[3]言い換えれば、これらの高速風は、惑星自体の自転よりも速く惑星全体を周回します。^[37]金星のスーパーローテーションは差動型であり、赤道対流圏は中緯度の対流圏よりもゆっくりとスーパーローテーションします。^[38]風には強い垂直勾配もあります。対流圏の深部では、1 km あたり 3 m/s の速度で減少します。^[3]金星の表面近くの風は、地球の風よりもはるかに遅いです。実際には、時速数キロメートルでしか移動しません (通常は 2 m/s 未満、平均 0.3 ～ 1.0 m/s)。しかし、表面の大気の密度が高いため、これは、ゆっくりと流れる水の流れのように、表面を横切って塵や小石を運ぶのに十分です。^{[1] [39]}

金星のすべての風は、究極的には対流によって駆動される。^[3]熱い空気は赤道域で上昇し、そこで太陽熱が集中して両極へと流れる。このようなほぼ惑星規模の対流圏の反転は、ハドレー循環と呼ばれる。^[3]しかし、南北方向の空気の動きは帯状風よりもはるかに遅い。金星の惑星規模のハドレー循環の極方向の限界は、 ±60°の緯度付近である。^[3]ここで空気は下降し始め、雲の下で赤道に戻る。この解釈は、±60°の緯度付近に集中している一酸化炭素の分布によって裏付けられている。 ^[3]ハドレー循環の極方向では、異なる循環パターンが観測される。緯度範囲60°～70°には冷たい極カラーが存在する。^{[3] [6]}これらは、近くの緯度の上層圏よりも約30～40 K低い温度によって特徴付けられる。^[6]気温が低いのは、おそらく、その内部の空気の湧昇と、その結果生じる断熱冷却によるものと考えられる。^[6]このような解釈は、カラー内の雲がより濃く、より高くなっていることからも裏付けられる。カラー内の雲は高度 70～72 km にあり、これは極地や低緯度よりも約 5 km 高い。^[3]冷たいカラーと、風速 140 m/s にも達する中緯度ジェット気流との間には、何らかの関連がある可能性がある。このようなジェット気流は、ハドレー循環の自然な結果であり、金星の緯度 55～60 度の間に存在するはずである。^[38]

極渦と呼ばれる奇妙な構造が、冷たい極襟の中にあります。^[3]極渦は、地上の類似物の 4 倍の大きさの巨大なハリケーンのような嵐です。各渦には 2 つの「目」、つまり回転の中心があり、明確な S 字型の雲構造でつながっています。このような二重の目を持つ構造は、極双極子とも呼ばれます。[ ^{6] 渦は、大気の一般的な超回転の方向に約 3 日周期で回転します。[6]線}風速^は、外縁の近くで 35～50 m/s ですが、極ではゼロです。 [6]各極渦の雲頂の温度は、近くの極襟よりもはるかに高く、250 K (-23 °C) に達します。^[6]極渦の従来の解釈は、中心で下降し、冷たい極襟で上昇する高気圧であるというものです。 ^{[6]このタイプの循環は、地球上の冬の極高気圧渦、特に}南極で見られるものに似ています。さまざまな赤外線大気窓の観測によると、極付近で観測される高気圧循環は高度 50 km、つまり雲の底まで深く浸透しています。^[6]極の上部対流圏と中間圏は非常に動的であり、数時間の間に大きな明るい雲が現れたり消えたりすることがあります。そのような現象の 1 つが、 2007 年 1 月 9 日から 13 日の間にビーナス エクスプレスによって観測され、南極地域が 30% 明るくなりました。^{[38]この現象は、おそらく中間圏に}二酸化硫黄が注入され、それが凝縮して明るいもやを形成したことによって引き起こされました。^[38]渦の 2 つの目はまだ説明されていません。^[40]

金星の最初の渦は、1978年にパイオニア金星探査機によって北極で発見されました。^[41] 2006年夏、金星の南極で2番目に大きな「二重の目」の渦がビーナス・エクスプレスによって発見されましたが、これは驚くべきことではありませんでした。^[40]

あかつき探査機からの画像では、高度45～60kmに広がる低中雲域でジェット気流に似た現象が明らかになった。風速は赤道付近で最大となった。2017年9月、JAXAの科学者らはこの現象を「金星赤道ジェット」と名付けた。^[42]

金星の中間圏は高度65kmから120kmまで広がり、熱圏は約120kmから始まり、最終的には約220～350kmの大気の上限（外気圏）に達します。^[28]外気圏は、大気が非常に薄くなり、空気分子あたりの平均衝突数が1未満になったときに始まります。

金星の中間圏は2つの層に分けられ、下層は62～73 km ^[43]、上層は73～95 km ^[28]にある。最初の層では、温度はほぼ一定で230 K (-43 °C) である。 この層は上層雲層と一致する。 2番目の層では、温度は再び下がり始め、中間圏界面が始まる高度95 kmで約165 K (-108 °C) に達する。^[28]これは、金星の昼側大気の中で最も冷たい部分である。^[2]昼側中間圏界面は、中間圏と熱圏の境界として機能し、高度95～120 kmにあり、温度は熱圏で一般的な約300～400 K (27～127 °C) の一定値まで上昇する。^[2]対照的に、金星の夜側の熱圏は金星で最も寒い場所で、気温は100 K（-173 °C）まで下がります。氷圏とも呼ばれています。^[2]

金星の上部中間圏と熱圏の循環パターンは、下層大気のものとは全く異なります。^[2]高度90～150 kmでは、金星の空気は惑星の昼側から夜側へ移動し、日の当たる半球では湧昇し、暗い半球では下降します。夜側での湧降により空気が断熱加熱され、高度90～120 kmの夜側中間圏に暖かい層が形成されます。 ^{[3] [2]}この層の温度は230 K (-43 °C) で、夜側熱圏の一般的な温度100 K (-173 °C) よりもはるかに高くなっています。^[2]昼側から循環する空気には酸素原子も含まれており、再結合後に長寿命のシングレット状態( ¹ Δ _g )の励起酸素分子が形成され、その後緩和して波長1.27 μmの赤外線を放射します。高度90～100kmからのこの放射は、地上や宇宙船からよく観測されています。^[44]金星の夜側上部中間圏と熱圏は、CO2と一酸化窒素分子の非局所的な熱力学的平衡放出源でもあり_、これが夜側熱圏の低温の原因となっています。^[44]

探査機ビーナス・エクスプレスは恒星の掩蔽を通して、大気のもやが昼側よりも夜側でずっと上空に広がっていることを示した。昼側の雲層の厚さは20kmで、高度約65kmまで広がるが、夜側の雲層は厚いもやの形で高度90kmまで達し、中間圏にまで達し、さらに透明なもやとなって高度105kmまで続く。^[35] 2011年、探査機は金星の高度100kmに薄いオゾン層があることを発見した。 ^[45]

金星には高度120～300 kmに広がる電離層がある。 ^[28]電離層は熱圏とほぼ一致している。電離層の高いレベルは、惑星の昼側でのみ維持されている。夜側では、電子の濃度はほぼゼロである。^[28]金星の電離層は、120～130 kmのv1、140～160 kmのv2、200～250 kmのv3の3層から構成されている。^[28] 180 km付近に追加の層がある可能性がある。最大電子体積密度（単位体積あたりの電子数）は3 × 10¹¹  m ^{−3は、太陽}直下点近くの v2 層で達します。 ^[28]電離圏の上部境界 (電離圏界面) は高度 220～375 km に位置し、惑星起源のプラズマと誘導磁気圏のプラズマ。 ^{[46] [47]} v1 層と v2 層の主なイオン種は O ₂ ⁺イオンであるのに対し、v3 層は O ⁺イオンで構成されています。 ^[28]電離圏プラズマは運動していると観測されています。昼側での太陽光電離と夜側でのイオン再結合が、プラズマを観測された速度まで加速する主な原因です。プラズマの流れは、夜側電離圏をイオン密度の観測された中央レベルまたはその近くに保つのに十分であると思われます。 ^[48]

金星には磁場がないことが知られている。^{[46] [47]}磁場が存在しない理由は全く明らかではないが、金星マントルの対流の強度が低下していることに関係している可能性がある。金星には、太陽風によって運ばれた太陽の磁場によって形成された誘導磁気圏のみがある。^[46]このプロセスは、磁力線が障害物（この場合は金星）を包み込むものとして理解できる。金星の誘導磁気圏には、バウショック、磁気シース、磁気圏界面、磁気圏尾部があり、電流シートがある。^{[46] [47]}

太陽直下点では、バウショックは金星表面から 1900 km (0.3 R _v、R _vは金星の半径) 上空に位置している。この距離は、2007 年に太陽活動極小期の近くで測定された。^[47]太陽活動極大期の近くでは、金星から数倍離れている可能性がある。^[46]磁気圏界面は高度 300 km に位置する。^[47]電離圏の上部境界(電離圏界面) は約 250 km である。磁気圏界面と電離圏界面の間には磁気バリア、つまり磁場の局所的な強化が存在し、少なくとも太陽活動極小期の近くでは、太陽プラズマが金星の大気圏に深く浸透するのを防いでいる。バリア内の磁場は最大 40  nTに達する。^[47]磁気圏尾部は、金星から半径 10 まで続いている。これは、金星磁気圏で最も活動的な部分である。尾部では再結合現象と粒子加速が起きている。磁気圏尾部の 電子とイオンのエネルギーはそれぞれ約100eVと1000eVである。^[49]

金星には固有磁場がないため、太陽風は惑星の外気圏の比較的深いところまで浸透し、かなりの大気損失を引き起こします。^[50]損失は主に磁気圏尾部で起こります。現在失われている主なイオンの種類は、O ⁺、H ⁺、He ^+です。水素と酸素の損失の比率は約2（つまり、水の場合はほぼ化学量論的）であり、水の損失が続いていることを示しています。^[49]

金星の雲は厚く、主に（75～96%）硫酸の液滴でできている。^[51] これらの雲は金星の表面を光学画像から隠しており、雲に当たる太陽光の約75% ^{[52]を反射する。 [1]}反射率の一般的な指標である幾何学的アルベドは、太陽系のどの惑星よりも高い。この高い反射率により、雲頂を探査する探査機は十分な太陽エネルギーを得ることができ、探査機のどこにでも太陽電池を取り付けることができる。 ^[53]雲の密度は非常に変化に富み、最も密度の高い層は約48.5 kmで、地球の積乱雲の低い範囲と同様に0.1 g/m ³に達する。^[54]

金星の雲は、金星が受ける太陽光の60%以上を反射するほどで、表面の照度は通常14,000 ルクスで、地球の「曇り空の昼間」の照度に匹敵する。^[55]同等の視程は約3キロメートルだが、これは風の状況によって変わる可能性がある。表面探査機の太陽電池パネルで太陽エネルギーをほとんど、あるいは全く集められないと考えられる。実際、厚く反射率の高い雲のため、金星の表面が受け取る太陽エネルギーの総量は、太陽に近いにもかかわらず、地球よりも少ない。

硫酸は、二酸化炭素、二酸化硫黄、水蒸気に対する太陽の光化学作用によって上層大気で生成される。 ^{[56]波長169} nm未満の紫外線光子は、二酸化炭素を一酸化炭素と一原子酸素に光解離することができる。一原子酸素は反応性が高く、金星の大気の微量成分である二酸化硫黄と反応すると三酸化硫黄となり、これが金星の大気の別の微量成分である水蒸気と結合して硫酸を生成する。^[57]

CO ₂ → CO + O

SO ₂ + O → SO ₃

2 SO ₃ + 4 H ₂ O → 2 H ₂ SO ₄ · H ₂ O

地表レベルの湿度は0.1%未満です。^[58]金星の硫酸の雨は地面に到達することはありませんが、表面に到達する前に熱によって蒸発し、ヴィルガと呼ばれる現象が発生します。^[59]初期の火山活動により硫黄が大気中に放出され、高温のために地球のように地表で固体化合物に閉じ込められなかったという理論があります。^{[60]硫酸に加えて、雲滴にはさまざまな硫酸塩が含まれている可能性があり、}二酸化硫黄の測定値を説明するシナリオの1つでは、雲滴のpHが1.0に上昇します。^[61]

2009年、アマチュア天文家が大気中の目立つ明るい点に気づき、ビーナス・エクスプレスが写真を撮影した。その原因は現在不明だが、表面の火山活動が原因の可能性が指摘されている。^[62]

金星の雲は雷を発生させる可能性があるが^[63]、火山雷やスプライトについても議論が続いており、議論が続いている。^{[64] [65]}ソ連のベネラ9号と10号の探査機は、あいまいな光学的および電磁気的証拠を得た。^{[66] [67]}ベネラ11号、12号、13号、14号の着陸機から雷を観測する試みがあったが、雷活動は記録されなかったが^[68]、降下中に超低周波（VLF）波が検出された。^[69]欧州宇宙機関のビーナス・エクスプレスは2007年に、雷に起因する可能性のあるホイッスラー波を検出した。 ^[70]その断続的な出現は、気象活動に関連するパターンを示唆している。ホイッスラーの観測によると、雷の発生率は地球の半分以上であり^[63]、おそらくそれと同程度である可能性がある。^[69]しかし、ビーナス・エクスプレスの発見は、非常に低い閃光率を示すJAXAあかつき宇宙船のデータとは矛盾している。 [ ^71]パーカー・ソーラー・プローブのフライバイによる最近の研究では、ホイッスラー波の方向は金星から離れるのではなく金星に向かうことが示されており、惑星起源ではないことを示している。^[72]

パイオニア金星探査機（PVO）には雷を検知するための電界検出器が搭載されており、ベネラ13号と14号のミッションには雷雨を探索するための無線受信機と点放電センサーが搭載されていた。雷を探索できる機器を搭載した他のミッションには、可視分光計を搭載したベネラ9号、星センサーを搭載したパイオニア、光度計を搭載したVEGAなどがある。^[68]

金星で雷が発生するメカニズムは、もし存在するとしても、未だ不明である。硫酸雲の液滴は帯電する可能性があるが、大気は導電性が高すぎるため電荷が持続せず、雷が発生しない可能性がある。^[73]

雷は、炭素、酸素、硫黄、窒素、水素分子（二酸化炭素、窒素ガス、硫酸、水）を含む分子を加熱により分解し、再結合して新しい分子（「炭素酸化物」、「亜酸化物」、「硫黄酸化物」、「酸素」、「元素硫黄」、「窒素酸化物」、「硫酸クラスター」、「ポリ硫黄酸化物」、「炭素すす」など）を形成することで、大気の化学反応に寄与する可能性があります。^[69]雷は、硫黄と二酸化硫黄を硫酸に、水と二酸化硫黄を硫黄に変換して雲を維持することで、一酸化炭素と酸素ガスの生成に寄与する可能性があります。金星での雷の頻度に関係なく、宇宙船にとって潜在的な危険となる可能性があるため、研究することが重要です。^[68]

1980年代を通じて、金星の夜側の輝き（「灰色の光」）の原因は雷であると考えられていました^{[74] [68]。}しかし、金星の雷はそれを引き起こすには弱すぎる可能性もあります。^[68]

表面の過酷な環境のため、地球のほとんどが探査されていない。現在理解されている生命が宇宙の他の部分で必ずしも同じではないという事実に加えて、地球上の生命自体の粘り強さの程度はまだ示されていない。地球には極限環境を好む好極限生物と呼ばれる生物が存在する。好熱菌と超好熱菌は水の沸点を超える温度で繁殖し、好酸性菌はpHレベル3以下で繁殖し、多極限環境菌はさまざまな極限環境でも生存でき、地球には他にも多くの種類の極限環境菌が存在する。^[75]

金星の表面温度（450℃以上）は、100℃を数十度超える程度しかない極限環境微生物の範囲をはるかに超えています。しかし、雲頂の温度が低いということは、地球の雲の中で細菌が生息し繁殖しているのと同じように、生命が存在する可能性があることを意味します。^[76]しかし、雲頂に生息するそのような細菌は、高濃度硫酸環境のため、超好酸性でなければなりません。厚い雲の大気中の微生物は、空気中の硫黄化合物によって太陽放射から保護されている可能性があります。^[75]

金星の大気は、さらなる調査を必要とするほど平衡から外れていることが判明している。^[75]ベネラ、パイオニア、マゼランのミッションのデータの分析により、上層大気中に硫化水素（後に議論された^[23]）と二酸化硫黄（SO ₂）が共存しているほか、硫化カルボニル（OCS）も発見された。最初の2つのガスは互いに反応するため、何かが生成しているに違いない。硫化カルボニルは無機的に生成するのが難しいが、金星の大気中に存在している。^[76]しかし、惑星の火山活動によって硫化カルボニルの存在を説明できる可能性がある。 [ ^76]さらに、初期のベネラ探査機の1つは、金星の雲層の真下で大量の有毒塩素を検出した。 ^[77]

このレベルの微生物は太陽からの紫外線をエネルギー源として吸収している可能性があると提案されており、これは金星の紫外線画像に暗い斑点として見える「未知の紫外線吸収剤」の可能性のある説明となる可能性がある。 ^{[78] [79]}この「未知の紫外線吸収剤」の存在は、カール・セーガンが1963年に上層大気の微生物が紫外線を吸収する因子であるという仮説を提唱する論文を発表するきっかけとなった。 ^[80] 2012年に、金星の大気中のこれらの未知の紫外線吸収剤の存在量と垂直分布が金星監視カメラ画像の分析から調査されたが、^[81]その組成はまだ不明である。^[75] 2016年に、二酸化硫黄がこれまで知られていなかった金星大気の紫外線吸収を引き起こす可能性のある候補として特定された。^[82]「未知の紫外線吸収剤」の暗い斑点は、金星の天候に影響を与えるほど目立つ。^[83] 2021年には、「未知の紫外線吸収剤」の色が、濃硫酸に溶解した混合有機炭素化合物からなる既知の物質である「赤い油」の色と一致することが示唆されました。^[84]

2020年9月、カーディフ大学がジェームズ・クラーク・マクスウェルとALMAの電波望遠鏡を使用して実施した調査研究により、金星の大気中にホスフィンが検出されたことが記録されたが、これは金星の条件下で存在する、または可能となる既知の非生物的生成方法とは関連がなかった。ホスフィンは生成が極めて難しく、金星の雲の化学反応により、観測された量まで蓄積される前に分子が破壊されるはずである。ホスフィンは金星表面から少なくとも48kmの高さで検出され、主に中緯度で検出されたが、金星の極では検出されなかった。科学者らは、研究で説明されているホスフィンの指紋は理論的には望遠鏡またはデータ処理によってもたらされた偽の信号である可能性があるため、複数の望遠鏡が同じ信号を検出するというだけでなく、検出自体をさらに検証できると指摘している。^{[85] [86] [87] [88]}この検出は後に、偽陽性^[21]または振幅を大幅に過大評価した真の信号であり、1ppbのホスフィン濃度に相当すると示唆されました。^[22] 2021年4月のALMAデータセットの再解析では、信号対雑音比5.4で20ppbのホスフィン信号が回復され、^[22] 2021年8月までに、二酸化硫黄による疑わしい汚染がホスフィンスペクトル線帯域の暫定的な信号のわずか10%にしか寄与していないことが確認されました。^[89]

現在の雲の構造と地質の研究と、太陽の明るさが約38億年前から25％増加しているという事実とを組み合わせると、^[90]金星の初期の環境は、表面に液体の水があり、地球に似ていたと考えられています。金星の進化のどこかの時点で、暴走温室効果が発生し、現在の温室効果優勢の大気につながりました。地球に似た状態から移行した時期は不明ですが、約40億年前に発生したと推定されています。暴走温室効果は、表面水の蒸発とそれに続く温室効果ガスレベルの上昇によって引き起こされた可能性があります。そのため、金星の大気は、地球の気候変動を研究する人々から大きな注目を集めています。 ^{[7] [91]}

過去数十億年の間に金星上に水が存在したことを示す地質学的形態は存在しない。しかし、金星が地球の形成過程の例外であり、その初期の歴史において水を与えたと考える理由はなく、その水はおそらく金星を形成した元の岩石、または後に彗星からもたらされたと考えられる。研究者の間では、水は蒸発するまでに約6億年間表面に存在していたというのが一般的な見解だが、デイビッド・グリンスポンなど一部の研究者は、最大20億年も妥当であると考えている。^[92]海洋の持続に関するこのより長い時間スケールは、進化する金星水圏への雲の熱的影響を組み込んだ一般循環モデルのシミュレーションによっても裏付けられている。^[93]

冥王代の初期地球は、約40億年前まで金星のような大気を持ち、二酸化炭素濃度が約100気圧、表面温度が230℃、硫酸雲もあったとほとんどの科学者が考えている_。その頃にはプレートテクトニクスが本格的に始まり、初期の水の海とともに大気から_{二酸化炭素と硫黄が除去された。} ^[94]したがって、初期の金星には地球のような水の海があった可能性が高いが、金星が海を失ったときにプレートテクトニクスは終了したはずである。^[要出典]金星の表面は約5億年前のものと推定されているため、プレートテクトニクスの証拠は見られないと考えられる。^[95]

1761年、ロシアの博学者 ミハイル・ロモノソフは、太陽面通過の出射段階の初めに、金星の太陽面から離れた部分を囲む光の弧を観測し、金星に大気があると結論付けた。^{[96] [97]} 1940年、ルパート・ヴィルトは、金星の大気中の_{二酸化炭素}の量が、表面温度を水の沸点以上に上昇させると計算した。^{[98]これは、1962年に}マリナー2号が放射計で温度を測定した際に確認された。 1967年、ベネラ4号は、大気が主に二酸化炭素で構成されていることを確認した。^[98]

金星の上層大気は、太陽面通過と呼ばれるまれな現象で惑星が太陽を横切るときに地球から測定できます。金星の最後の太陽面通過は2012年に発生しました。定量的天文分光法を使用して、科学者は惑星の大気を通過した太陽光を分析し、その中の化学物質を明らかにすることができました。惑星の大気に関する情報を発見するために光を分析する技術が初めて結果を示したのは2001年であったため、^[99]太陽面通過の観測が始まって以来、金星の大気についてこのように決定的な結果を得ることができたのはこれが初めてでした。65〜85 kmの大気に関する情報が不足していることを考えると、この太陽面通過はまれな機会でした。^{[100] 2004年の太陽面通過により、天文学者は金星の上層大気の組成を決定するだけでなく、}太陽系外惑星の探索に使用される技術を改良するのに役立つ大量のデータを収集することができました。大気は主に二酸化炭素_で構成されており、近赤外線を吸収するため観測が容易である。2004年の通過時には、波長の関数としての大気の吸収により、その高度のガスの特性が明らかになった。ガスのドップラーシフトにより風のパターンも測定可能となった。^[101]

金星の太陽面通過は非常に稀な現象で、2004年以前に金星が太陽面通過したのは1882年が最後である。最も最近の太陽面通過は2012年で、次は2117年まで起こらない。^{[100] [101]}

かつて金星の周りを周回していた金星エクスプレス宇宙船は、1～ 5μmのスペクトル範囲の 赤外線 イメージング分光法を使用して、大気圏のより深いところまで探査しました。^[3]

2010年5月に打ち上げられたJAXAの探査機「あかつき」（金星探査機）は、2年間にわたって金星の大気の構造や活動などを調査しているが、2010年12月に金星周回軌道に入ることができなかった。2度目の軌道投入の試みは2015年12月7日に成功した。^[102]金星の気候を調査するために特別に設計された「あかつき」は、金星を周回する最初の気象衛星である（地球以外の惑星では初めて）。^{[103] [104]}「IR2」と呼ばれる5台のカメラのうちの1台は、金星の厚い雲の下の大気のほか、金星の動きや微量成分の分布を調べることができる。高度に偏心した軌道（近点高度400km、遠点高度310,000km）で、金星のクローズアップ写真を撮影することができ、活火山と雷の存在も確認できるはずである。^[105]

NASAのニューフロンティア計画によって提案された金星探査機は、惑星の気候変動につながるプロセスの理解に役立つとともに、後のサンプルリターンミッションへの道を開くことが提案されている探査機です。^[106]

金星探査分析グループ（VEXAG）は、金星の表面と大気の組成と同位体測定を約90日間研究するために、金星モバイルエクスプローラと呼ばれる宇宙船を提案した。このミッションはまだ打ち上げには選ばれていない。^[107]

ミッションによって惑星表面の過酷な性質の実態が明らかになると、注目は火星などの他のターゲットに移った。しかし、その後も数多くのミッションが提案され、その多くはほとんど知られていない上層大気に関係している。 1985年のソ連の ベガ計画では2つの気球が大気圏に投下されたが、これらは電池式で、それぞれ約2地球日で電力が切れた。それ以来、上層大気の探査は行われていない。2002年、NASAの請負業者であるグローバル・エアロスペースは、上層大気圏に2地球日ではなく数百地球日滞在できる気球を提案した。^[108]

ジェフリー・A・ランディスは気球の代わりにソーラーフライヤーを提案しており^[37]、このアイデアは2000年代初頭から時折取り上げられてきた。金星はアルベドが高く、当たる太陽光のほとんどを反射するため表面は非常に暗く、高度60kmの上層大気は上向きの太陽光の強度が90%であるため、宇宙船の上部と下部の両方のソーラーパネルをほぼ同じ効率で使用できる。^[53]これに加えて、わずかに低い重力、高い気圧、および恒久的な太陽光発電を可能にする遅い自転により、この惑星のこの部分は探査に理想的である。提案されているフライヤーは、太陽光、気圧、および風速によって恒久的に空中に留まることができ、一度に数時間低高度にわずかに下がってから高高度に戻る高度で最もよく動作する。この高度の雲の中の硫酸は、適切にシールドされた宇宙船にとっては脅威ではないため、このいわゆる「ソーラーフライヤー」は、機械的なエラーや予期せぬ問題で故障するまで、45 km から 60 km の範囲を無期限に測定できる。ランディスはまた、スピリットやオポチュニティに似た探査機が表面を探索できる可能性もあると提案したが、違いは、金星表面探査機は、フライヤー上にあるコンピューターからの無線信号によって制御される「ダム」探査機であり、^[109]表面条件に耐えるにはモーターやトランジスタなどの部品のみが必要であり、熱、圧力、酸性条件に耐えられないマイクロエレクトロニクスに関連する弱い部品は必要ないという点である。^[110]

ロシアの宇宙科学計画には、 2029年のベネラD（金星D）探査機の打ち上げが含まれている^。[111]ベネラDミッションの主な科学的目標は、大気の構造と化学組成の調査、上層大気、電離層、電気活動、磁気圏、脱出率の調査である。^{[112]ノースロップ・グラマンが設計したインフレータブル航空機、}金星大気圏機動プラットフォーム（VAMP）をベネラDと一緒に飛行させることが提案されている。^{[113] [114] [115]}

高高度金星運用コンセプト（HAVOC）は、NASAの金星有人探査のコンセプトである。従来の着陸ではなく、飛行船を使用して乗組員を上層大気に送り込む。2010年代後半の他の提案には、VERITAS、Venus Origins Explorer、VISAGE、VICIなどがある。2018年6月、NASAはブラックスウィフトテクノロジーズと契約を結び、風のせん断を利用して揚力と速度を上げる金星グライダーのコンセプト研究を行った。 ^[116]

2021年6月、NASAは2020年代後半に金星に大気探査機を送るDAVINCI+ミッションを選択した。DAVINCI+は金星の大気の組成を測定し、それがどのように形成され進化したかを理解するとともに、金星にかつて海があったかどうかを判定する。このミッションは、金星の厚い大気に突入する降下球で構成され、希ガスやその他の元素を測定して金星の気候変動を理解する。これは1978年以来初の米国主導の金星大気探査ミッションとなる。^[117]

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