Pravděpodobně největší pozoruhodností Venuše je její atmosféra. Velmi podstatnou složkou Venušiny atmosféry je oxid uhličitý(CO2). Teplota na povrchu planety dosahuje 450oC a tlak 90kPa. Teplota ve výšce 250 km je kolem 27oC a klesá na -93oC ve výšce 100km. Odtud pak k povrchu roste. V nižších vrstvách atmosféry se již pak začíná vyskytovat oblačnost. Nejvyšší vrstva oblaků dosahuje do výšky asi 70km; jde o poměrně hustou oblačnost, která odráží asi 75% slunečního záření (to je jedním z důvodů, proč je Venuše po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na pozemské obloze). Složení nejvyšší vrstvy oblaků, tlusté asi 5 km, je však naprosto nesrovnatelné s pozemskými oblaky - považuje se za velmi pravděpodobné, že ji tvoří kapičky kyseliny sírové. Mezi 58 až 52 km nad povrchem Venuše leží druhá vrstva oblaků, v níž se kromě kapiček kyseliny sírové vyskytují i částice pevné a kapalné síry. Průměrná teplota je 40oC a dohlednost 1,6 km. Pod touto vrstvou oblaků je tenká mezivrstva bez oblačnosti, následovaná třetí vrstvou oblaků dosahující až do výšky 9 km. v této třetí vrstvě převažují částice síry a dohlednost se snižuje na úroveň běžnou v zemských oblacích.Pod těmito třemi vrstvami oblaků vytvářejících se v tropopauze je vrstva lehkých mlh, jejichž složení zatím není známo. Přímo na povrchu je osvětlení sinavě červené a dohlednost klesá asi na 3 km. Venušina atmosféra obsahuje 98% CO2, 1 až 3% dusíku a trošku helia, neonu a argonu. Ačkoliv podíl vzácných plynů je velmi malý, vzhledem k velkému objemu a hustotě Venušiny atmosféry je celkový obsah argonu 500krát a neonu 2 700krát vyšší než v atmosféře Země. Vysoký podíl CO2, který špatně propouští infračervené záření, je hlavní příčinou skleníkového efektu, a tím vysoké teploty na povrchu Venuše.
Několik slov na závěr
Venuše je v mnoha ohledech neobyčejně podobná Zemi. Proč tedy obě planety mají tak odlišnou atmosféru? Je možné, že tato odlišnost má původní příčinu již v mechanismu, který vedl ke vzniku planet. ale nemusí tomu tak být. Z výpočtů například vyplývá, že celkové množství dusíku je v atmosférách Venuše a Země stejné. Pravděpodobně stejné je i množství CO2, ovšem na Zemi je většina tohoto plynu vázána v horninách obsahujících uhlík; tento proces může být výsledkem působení biosféry, která se na Zemi široce rozvinula, a na Venuši pravděpodobně vůbec ne. Objev, že na Venuši pod vrstvou oblaků existují vodní páry v množství 0,1 až 0,4% a dokonce i volný kyslík v množství asi 60 ppm, podporuje domněnku, že Venuše kdysi měla dosti vody, ale postupně ji ztratila. Na rozdíl od Země a Marsu mohly vodní páry ve Venuši cirkulovat i ve vysokých vrstvách atmosféry, kde byly její molekuly disociovány působením ultrafialového slunečního záření. Vodík pak unikal do meziplanetárního prostoru, zatímco kyslík byl zachycen v povrchových horninách, zejména takovými reakcemi, jako je přeměna železa na jeho oxidy. Původní příčinou, která vyvolala takový vývoj odlišný od vývoje na Zemi, mohla být větší blízkost Venuše ke Slunci, a tedy od počátku vývoje planet i vyšší teploty na Venuši. V současné době je však únik vodíku z Venušiny atmosféry do okolního prostoru minimální, a proto je možné domnívat se, že proces ztráty vody z této planety byl ukončen proto, že zde již téměř voda nezbyla. Venuše je nepochybně velmi suchou planetou. Dřívější představy o tom, že Venuše je velmi podobná Zemi nejen rozměry, ale i fyzikálními podmínkami na povrchu, pozbyly opodstatnění. Nedovedeme si představit, že by při teplotě téměř 500oC a v dešti kyseliny sírové mohl existovat nějaký život.