Venuše se stala po Zemi a Marsu další planetou, u níž byla zjištěna přítomnost ozónové vrstvy. Tento objev se podařil sondě Venus Express pomocí spekrometru SPICAV. Ten měl za úkol zkoumat složení Venušiny atmosféry prostřednictvím hledání absorpčních spektrálních čar jednotlivých plynů. Odhalení ozónu bylo učiněno při pozorování zapadající hvězdy přes atmosféru, kdy došlo k pohlcení části jejího UV záření.
Ozónová vrstva na Venuši se nachází přibližně ve výšce 100 km nad povrchem, což je asi 4× výše než u Země. Další odlišností je hustota ozónu. Ta je dokonce 100× až 1000× nižší, než je tomu u naší mateřské planety. Podle počítačových modelů se ozón tvoří rozpadem molekul CO2 působením slunečního světla. Volné atomy kyslíku pak vlivem větrů přechází na noční stranu, kde se opět slučují, a to na dvouatomové, ale někdy právě i na tříatomové molekuly. O2 se nejvíce koncentruje přímo uprostřed noční polokoule, kdežto O3 se vyskytuje zcela nerovnoměrně. Spekuluje se o tom, že ozón „drží na uzdě“ působení radikálů chloru, které jsou rovněž produkovány na denní straně a převedeny na noční stejně jako atomy kyslíku. Výsledkem je komplexní rovnováha mezi tvorbou a ztrátou ozónu na noční straně. Tady nacházíme až zarážející podobnost s procesy na Zemi.
Jelikož na Zemi je ozónová vrstva jedním ze základních kamenů pro existenci života, může být porovnání vlastností ozónových vrstev tří největších terestrických planet zajímavým přínosem pro výzkum obyvatelnosti planet a exoplanet. Vlastnosti ozónové vrstvy mohou navíc poskytnout informace o cirkulaci plynů v atmosféře Venuše.
Předpokládá se, že na Zemi začaly vyvářet ozónovou vrstvu před 2,4 miliardami let kyslík vylučující mikroby. Někteří astrobiologové dokonce považují současnou přítomnost oxidu uhličitého, kyslíku a ozónu v atmosféře planety za elementární předpoklad pro možnou existenci života. Roli ovšem hraje i množství ozónu. Na obou sousedních planetách je jej příliš málo na to, aby mohl být za příčinu považován život. Veškerý ozón je zřejmě důsledkem již zmíněného rozbíjení molekul CO2. Podle teoretických odhadů astrobiologů musí koncentrace ozónu nabýt alespoň dvacetiprocentní hodnoty koncentrace na Zemi, aby bylo možno hovořit o působení organismů.
Ačkoliv atmosféra Marsu i Venuše obsahuje tři zmíněné podstatné sloučeniny pro vznik života, žádný na nich podle současných poznatků neexistuje. Tento fakt podporuje domněnku, že jako předpoklad pro přítomnost života je potřeba mnohem více ozónu, než nalezneme na našich sousedních planetách. Nicméně velké terestrické planety tímto objevem získaly další společný znak, který lze dále využít při hledání potenciálně obyvatelných planet.
