Russian national report

203
Planetary Atmospheres
is the reaction with chlorine radical O
3
+Cl à O
2
+ClO. This suggests similarity 
with terrestrial atmosphere [Montmessin et al., 2011].
Dayside observations Venus by the high spectral resolution channel of VIR‑
TIS/Venus Express have been used to measure the altitude of the cloud tops and 
the water vapor abundance at this level. CO
2
 and H
2
O bands between 2.48 and 
2.60 μm are analyzed to determine the cloud top altitude and water vapor abun‑
dance near this level. At low latitudes (±40°) the mean water vapor abundance 
is 3 ± 1 ppm and the cloud top altitude is 69.5 ± 2 km. Poleward from middle 
latitudes the cloud top altitude gradually decreases down to 64 km, while the 
average H
2
O abundance reaches its maximum of 5 ppm at 80° of latitude with a 
large scatter from 1 to 15 ppm. The calculated mass percentage of the sulfuric 
acid solution in cloud droplets of mode 2 (~1 μm) particles is in the range 75–
83%. No systematic correlation of the dark UV markings with the cloud top al‑
titude or water vapor has been observed [Cottini et al., 2012].
Sulfur dioxide is a million times more abundant in the atmosphere of Venus 
than that of Earth, possibly as a result of volcanism on Venus within the past 
billion years. A tenfold decrease in sulfur dioxide column density above Venus’s 
clouds measured by the Pioneer Venus spacecraft during the 1970s and 1980s 
has been interpreted as decline following an episode of volcanogenic upwelling 
from the lower atmosphere. Using the data of SPICAV/Venus Express the sulfur 
dioxide column density above Venus’s clouds is found to decrease by an order 
of magnitude between 2007 and 2012. This decline is similar to observations 
during the 1980s (Fig 2). A strong latitudinal and temporal variability in sulfur 
dioxide column density is observed that is consistent with supply fluctuations 
from the lower atmosphere. Episodic sulfur dioxide injections to the cloud tops 
may be caused either by periods of increased buoyancy of volcanic plumes, or, 
in the absence of active volcanism, by long-period oscillations of the general 
atmospheric circulation. The 30-year observational record from Pioneer Venus 
and Venus Express confirms that episodic injections of sulfur dioxide above the 
clouds recur on decadal timescales, suggesting a more variable atmosphere than 
expected [Marcq et al., 2011; 2013].
New measurements of sulfur dioxide (SO
2
) and monoxide (SO) in the atmos‑
phere of Venus by SPICAV/SOIR instrument onboard Venus Express orbiter 
provide ample statistics to study the behavior of these gases above Venus’ clouds. 
Improved calibration of SOIR has been applied [Vandael et al., 2013]. Vertical 
profiles result from solar occultations in the absorption ranges of SO
2
 (190–230 
nm, and at 4 µm) and SO (190–230 nm). The dioxide is detected by the SOIR 
spectrometer at the altitudes of 65–80 km in the IR and by the SPICAV spectrom‑
eter at 85–105 km in the UV. The monoxide’s absorption was measured only by 
SPICAV at 85–105 km. We analyzed 39 sessions of solar occultation, where 
boresights of both spectrometers are oriented identically, to provide complete 

---

204
O. I. Korablev
vertical profiling of SO
2
 of the Venus’ mesosphere (65–105 km). Two distinct 
SO
2
 layers are detected. In the lower layer SO
2
 mixing ratio is within 0.02–0.5 
ppmv. The upper layer is also conceivable from microwave measurements [Be‑
lyaev et al., 2012].
Fig. 2 More than thirty years of SO2 measurements at Venus’s cloudtop.  
Black stands for Pioneer Venus and other previously published measurements.  
Red stands for the 8-month moving average of SPICAV/Venus Express retrievals 
[Marcq et al., 2013]
Ground-based observations of the D/H ratios in H
2
O, HCl, and HF on Venus 
has been carried out using the CSHELL spectrograph at NASA IRTF. The re‑
trieved D/H ratios are: (D/H)HF is 420 ± 200 times that in the Standard Mean 
Ocean Water (SMOW); (D/H)H2O = 95 ± 15 times SMOW; (D/H)HCl = 190 ± 
50 times SMOW [Krasnopolsky et al., 2013].
Observations of the 1.10- and 1.18-μm nightside windows by the SPICAV–IR 
instrument aboard Venus Express [Korablev et al., 2012] were analyzed to char‑
acterize the various sources of gaseous opacity and determine the H
2
O mole 
fraction in the lower atmosphere of Venus. Different approximations of line pro‑
file models are analyzed and an empirical lineshape is suggested. An additional 
continuum opacity is required to reproduce the variation of the 1.10- and 1.18-
μm radiances with surface elevation as observed by the VIRTIS-M/Venus Ex‑
press. Also different CO
2
 and H
2
O line lists are compared; a lack in CDSD 

---

205
Planetary Atmospheres
database, which provide significant opacity in Venus’ deep atmosphere, is found. 
A composite line list that best reproduces the observations is suggested. It is 
shown that HDO brings significant absorption at 1140–1190 nm. The retrieved 
a water vapor mole fraction at 5–25 km is 30–5+10 ppmv. Combined with pre‑
vious measurements in the 1.74- and 2.3-μm windows, this result provides strong 
evidence for a uniform H
2
O profile below 40 km, in agreement with chemical 
models [Bezard et al., 2012].
3.2. Modeling of Atmospheric Chemistry
A photochemical model of the nighside Venus atmosphere was modified to 
account for the recent detection of ozone by SPICAV/Venus Express. The mod‑
el includes more details regarding spectroscopy and chemistry of OH. The com‑
puted chlorine species, Cl
2
, ClO and ClNO
3
 at 80–90 km is above 1 ppb, and the 
possibility of their detection is discussed. The modeled layer of ozone is consist‑
ent with SPICAV observations. Ignoring chlorine chemistry allows to reproduce 
the altitude and the density in the O
3
 peak, but results in unrealistic content of 
ozone of 4×10
8
 cm
-3
 at 80 km [Krasnopolsky 2013].
To explain the pronounced difference between Venus Express and ground-
based microwave observations, a photochemical model of Venus atmosphere 
covering the attitude range of 47–112 km was updated. The H
2
O profile is com‑
puted by the model. The main feature of the Venus photochemistry is the forming 
of H
2
SO
4
 in a narrow layer near the upper cloud deck leading to a significant 
decrease of SO
2
 and H
2
O content above the clouds. The SO
2
 and H
2
O transport 
through the bottleneck determines the chemical composition above clouds and 
its variations. It is shown that the observed variability of the composition of the 
mesosphere can be explained by small changes in atmospheric dynamics around 
the cloud layer, and does not require any volcanic activity [Krasnopolsky 2012]. 
A chemical-kinetic model of the Venus lower atmosphere has been modified to 
include the S
4
 cycle, and other improvements to be consistent with recent meso‑
sphere [Krasnopolsky 2012] model. The lower atmosphere chemistry is mainly 
driven by sulfur, but also involves chlorine compounds [Krasnopolsky 2013].
Venus Express measurements of the vertical profiles of SO and SO
2
 in the 
middle atmosphere of Venus provide an opportunity to revisit the sulfur chemis‑
try above the middle cloud tops (~58 km). A 1-D photochemistry-diffusion mod‑
el was used to simulate the behavior of the whole chemical system including 
oxygen-, hydrogen-, chlorine-, sulfur-, and nitrogen-bearing species. A sulfur 
source is required to explain the SO
2
 inversion layer above 80 km. The evapora‑
tion of the aerosols composed of sulfuric acid or polysulfur above 90 km could 
provide the sulfur source [Zhang et al., 2012].

---