Засова Л.В.

Венера – ближайшая к Земле планета Солнечной системы, она периодически сближается с нашей планетой до минимального расстояния, составляющего около 40 млн км. Не удивительно, что после Солнца и Луны, Венера – это самый яркий объект на небе: в период максимального блеска ее видимая звездная величина близка к – 4^m.5, так что планета обращала на себя внимание с доисторических времен как очень яркая утренняя или вечерняя звезда. Диск Венеры, ее фазы, при благоприятных условиях могут наблюдаться даже в хороший бинокль (в исключительных случаях – невооруженным глазом). Именно с Венеры началось исследование планет с использованием космической техники (60-е годы прошлого века).

Венера похожа на Землю. Именно это во многом определило высокий интерес к изучению Венеры как планеты земной группы. Обе планеты-сестры имеют практически одинаковый размер, плотность, а следовательно, и близкий состав. Обе планеты получают примерно одно и то же количество тепла от Солнца: Венера расположена ближе к Солнцу, и солнечная постоянная для нее в два раза выше, чем для Земли, но это компенсируется тем, что отражательная способность облачного слоя (альбедо) для Венеры также примерно вдвое выше. Предполагается, что обе планеты образовались при сходных начальных условиях в протопланетном газопылевом диске, окружавшем молодое Солнце 4.5 – 5 миллиардов лет назад. Изучение Венеры представляет интерес как с точки зрения фундаментальной науки, так и с точки зрения сравнительной планетологии: исследования Земли, Венеры и Марса позволяют лучше понять раннюю историю формирования и развития планет земной группы и эволюции их атмосфер, различие в истории их тектонической активности. В частности, это позволяет провести параллели в будущее, показывая  возможные пути эволюции нашей Земли, ее атмосферы и климата.

Основная причина климатических различий этих трех планет кроется в различных свойствах их атмосфер. Атмосфера Венеры почти в сто раз массивнее атмосферы Земли и состоит на 96.5 % из углекислого газа с примесью азота (3.5 %) и других газов – малых составляющих, таких как SO₂, Ar, H₂O, CO, OCS, He, Ne, HCl, HF и др.. Давление у поверхности Венеры составляет 92 атм. В атмосфере Венеры азота в 4 раза больше, чем на Земле. Полная масса углекислоты на Земле и Венере сравнима. Но если на Венере это соединение образует плотную  атмосферу, то на Земле углекислота  спрятана в твердых породах: в карбонатах, в известковых отложениях, связанных с примитивными организмами. Формирование карбонатов, не говоря о жизни, зависит от многих процессов (тектонические явления, радиация, температура), но решающую роль играет наличие океана. На Венере карбонаты, вероятно, не образовались из-за отсутствия воды. Тогда возникает вопрос, когда и каким образом исчезла вода на Венере, и был ли океан в ее ранней истории.

Считается, что чрезвычайно высокая температура поверхности Венеры (~ 740 К) поддерживается за счет парникового эффекта в мощной углекислотной атмосфере. Поверхность Венеры нагревается на ~510 К за счет парникового эффекта. Парниковые газы в атмосфере Венеры - это CO₂, H₂O, OCS, CO, SO₂. Имея сильные полосы поглощения в ИК области спектра, эти газы не позволяют собственному излучению поверхности беспрепятственно покидать планету, поэтому они играют роль одеяла, предохраняющего поверхность на ночной стороне планеты от сильного охлаждения (свой вклад вносят и облака, однако решающая роль в парниковом эффекте принадлежит СО₂). Парниковый эффект, хотя и не столь эффективно, работает и на Земле, приводя к подъему глобальной температуры приблизительно на ~35 К по сравнению с той, которая была бы при его отсутствии. Именно это обеспечивает на Земле возможность существования жидкой воды а, следовательно, и жизни. Однако, увеличение содержания парниковых газов (в атмосфере Земли это в основном СО₂, Н₂О, СН₄) может привести к усилению парникового эффекта, что чревато для Земли катастрофическими последствиями. Наблюдающееся в настоящее время глобальное потепление, связываемое с антропогенным воздействием – тревожный фактор. Не приведет ли оно к усилению испарения океана, постепенному освобождению СО₂ и «разгону» парникового эффекта? Что в таком случае надо предпринять для того, чтобы это предотвратить? Детальное изучение особенностей строения атмосферы и венерианского климата поможет понять не только, как сохранить комфортные условия для жизни на Земле, но и предотвратить возможные непоправимые ошибки в борьбе с глобальным потеплением (например, есть активно обсуждающаяся идея выброса двуокиси серы на высоту 20 км).

Можно сказать, что начало научных исследований Венеры было положено в 1610 году Галилео Галилеем. Он наблюдал Венеру в телескоп и описал фазы Венеры, наглядно показав, что Венера светит отраженным солнечным светом. В 1761 г. М.В.Ломоносов открыл присутствие у планеты атмосферы, но только в 30-х годах прошлого века стало ясно, что основной компонент атмосферы – углекислый газ, а сама атмосфера непрозрачна, и плотный облачный слой без разрывов покрывает планету, полностью скрывая поверхность. В 50-х годах в радиодиапазоне были получены оценки температуры (~ 750 К), но не было уверенности, что температура относится к поверхности, а не к ионосфере. До этого момента поверхность Венеры считалась пригодной для обитания. В 1970 году советский космический аппарат Венера 7 впервые совершил мягкую посадку на твердую поверхность Венеры и получил надежные оценки температуры и давления. Только в 70-х годах прошлого века по наземным поляризационным наблюдениям удалось отождествить состав мощного облачного слоя Венеры - он состоит из 75-85% серной кислоты (Young, 1973, 1975, Hansen, Hovenier, 1974).

Венера – планета, которая была фактически открыта заново космическими аппаратами. Она была трудна для исследования с Земли в телескоп, так как покрыта, толстым слоем облаков, который выглядит совершенно однородным в видимой области спектра. Наиболее интенсивно исследования Венеры проводились в 60-х и 70-х годах: это советские станции Венера- 3 (первое попадание искусственного аппарата на другую планету), Венера 4 (первые измерения при прохождении аппарата сквозь атмосферу), Венера-5, 6 (первые использования парашютов в атмосфере Венеры), Венера-7, 8 (первая мягкая посадка на поверхность другой планеты), Венера- 9, 10 (первые орбитальные станции; их посадочные аппараты впервые передали панораму поверхности на Землю), а также пролетные аппараты Венера 11-12, доставившие посадочные аппараты на поверхность (Avduevskiy et al., 1983), пролётные аппараты США Маринер - 2, 5 и 10, и миссия Пионер-Венера, включавшая в себя как орбитальный аппарат, с борта которого были получены радарные изображения поверхности планеты, так и спускаемые зонды (они прекратили передачу данных на высоте 12 км). В 80-е и 90-е годы исследования Венеры были не столь интенсивными, однако, несколько космических аппаратов получили важные данные о венерианской атмосфере и поверхности. Это пролетные аппараты Венера 13, 14, с посадочных аппаратов которых были переданы на Землю цветные панорамы поверхности. Было произведено радарное картирование поверхности Венеры (Венеры-15, 16 и американский аппарат Магеллан). В рамках миссии Вега-1, 2 к Венере были доставлены посадочные аппараты и аэростатные зонды (1984 г.). Это были последние отечественные космические миссии к Венере (обзор миссий можно найти в работах Moroz et al., 2002, Huntress et al., 2002)

Венера – единственная планета, все советские запуски к которой были удивительно успешными (см. табл. 1). Было совершено 10 посадок, получены первые панорамы поверхности (Венера 9, 10 – черно-белые и Венера 13, 14 - цветные). Успешных мягких посадок на поверхность Венеры аппаратов других стран, которые бы передавали научную информацию с поверхности, не было до сих пор, хотя один из зондов Пионер Венера, все-таки передавал радиосигнал около часа после посадки. Советскими были первые орбитеры и первые (и до сих пор единственные) аэростатные зонды в облачном слое Венеры.

Таблица 1. Основные Советские космические аппараты, исследовавшие Венеру, изготовленные на НПО им. Лавочкина,  http://www.laspace.ru

В настоящее время измерения состава нижней атмосферы, строения нижнего и среднего облачного слоя, строение полярного диполя, термическое картирование поверхности на ночной стороне, плазменные измерения продолжаются с аппарата Венера Экспресс (Svedhem et al. 2009). Наконец, в 2010 г. для изучения атмосферы Венеры к ней был направлен японский космический аппарат Акацуки, но ему не удалось выйти на орбиту вокруг Венеры. Очередная попытка вывести его на эту орбиту будет предпринята в 2016 году, когда зонд снова приблизится к Венере.

Появившееся в 80х годах новое важное направление исследования Венеры – наблюдения ночной стороны в ближней ИК области в спектральных интервалах между полосами поглощения СО₂. Несмотря на то, что ближний ИК диапазон плотно перекрыт полосами поглощения СО₂, между полосами существуют окна прозрачности: 1.0, 1.1, 1.18, 1.27, 1.74, 2.35 мкм. При λ < 2.35 мкм сернокислотный облачный слой Венеры является практически чисто рассеивающим, и тепловое излучение горячей нижней атмосферы и поверхности, рассеянное облачным слоем, выходит наружу. На дневной стороне вклад этого излучения пренебрежимо мал по сравнению с солнечным излучением, в спектрах же ночной стороны при отсутствии солнечного света наблюдаются пики излучения в спектральных интервалах, соответствующих окнам прозрачности. Подобные наблюдения проводятся с Земли (cм. Meadows et al., 1996) и скосмических аппаратов (Taylor et al., 1997). Аппарат США Галилео исследовал Венеру в инфракрасной области спектра на пути к Юпитеру, в результате чего была получена важная информация о нижней атмосфере и облачном слое на ночной стороне Венеры, и  впервые было передано изображение нижнего облачного слоя, показавшее, что он неоднороден (в отличие от верхнего, который покрывает Венеру сплошь). В настоящее время изучение нижней атмосферы, измерения ее состава, анализ структуры нижнего и среднего облачного слоя, строения полярного диполя, термическое картирование поверхности на ночной стороне продолжаются с аппарата Венера - Экспресс.

Орбитер ЕКА Венера Экспресс начал исследовать Венеру в 2006 году, после почти 25 летнего перерыва. Его 7 научных приборов: ASPERA – анализатор плазмы, MAG - магнетометр, VMC – камера, спектрометры- SPICAV-SOIR, VIRTIS, PFS (не работает) и VeRa –эксперимент по радиопросвечиванию – главным образом нацелены на исследование атмосферы. Два прибора – VIRTIS и VMC - осуществляют термическое картирование поверхности на λ = 1 мкм на ночной стороне, одна из целей которого - попытка обнаружения вулканической активности. Получен большой объем новых данных. Российские ученые играли большую роль как в продвижении миссии, так и в создании приборов, и в настоящее время принимают непосредственное участие в интерпретации полученных результатов. Ниже приведены наиболее впечатляющие из полученных результатов Венеры Экспресс.

В спектрах ночной стороны Венеры на лимбе были обнаружены полосы Мейнеля гидроксила в ближней ИК области спектра. Таким образом, впервые гидроксил был обнаружен на другой планете (Piccioni et al., 2008). Открытие было неожиданным, если принять во внимание очень  малое содержание воды на Венере.

Свечение ночного неба в полосах ОН было впервые открыто  в спектрах высокого разрешения земной атмосферы в 1948 году (Meinel, 1950). Полосы Мейнеля возникают в результате колебательно-вращательных переходов между колебательными уровнями основного состояния от ν΄ = 1 до  ν΄= 9. Впоследствии было показано, что это соединение играет важную роль в очищении земной атмосферы от загрязнений, которые могут представлять опасность для биосферы (Kley, 1991). Позднее делались безрезультатные попытки найти это излучение в атмосфере Марса (Краснопольский, Крысько, 1976). В случае Марса теоретически известно, что ОН должен играть важную роль в стабилизации процесса крупномасштабного перехода СО2 в СО (Atreya&Gu, 1994),, однако обнаружить ОН в атмосфере Марса до сих пор не удалось. Высказывалось также предположение, что ОН, образующийся из водяных паров, может быть ответственен за стерилизацию поверхности Марса (Bullock et al, 1994), что объяснило бы неудачу эксперимента VIKING  по поиску живых организмов (Huguenin, 1982). Обнаружение ОН в атмосфере Венеры аппаратом Венера-Экспресс поставило вопрос о тех цепочках физико-химических реакций, которые приводят к образованию этого соединения: вероятно, как и в атмосфере Земли, ключевую роль здесь играет озон.

Этот феномен венерианской циркуляции наблюдается как в северной, так и в южной полярных областях.  В южной полярной области Венеры он наблюдался как «диполь» или более сложные динамические структуры. Полярный вихрь был обнаружен впервые в северной полярной области Маринером-10 (Murray et al., 1974) в УФ спектральном диапазоне; он наблюдался как «диполь» в эксперименте OIR (ИК-радиометр на орбитере Пионер-Венера, 1978 год, Taylor at al. 1980)). В результате эксперимента «Фурье-спектрометр» на Венере-15, 1983 год, (Zasova et al. 2008)) было показано, что северный полярный диполь характеризуется более низким положением верхней границы облаков, чем окружающие области и более высокой температурой в области верхней границы облаков. Полярный диполь опоясан «холодным вортником». Изображения южного полярного диполя получены гиперспектрометром  VIRTIS cо значительно более высоким пространственным разрешением, чем имевшиеся изображения северной полярной области, полученные ранее Пионер-Венера. Высказывалось предположение, основанное на анализе направлений движения атмосферных масс, что полярный диполь имеет сходство с мощным земным ураганом. Требуются более детальные долговременные измерения и моделирование для понимания природы полярных вихрей на Венере.

Детальные изображения нижнего облачного слоя на ночной стороне получены VIRTIS-M в ближнем ИК, а верхнего облачного слоя на дневной стороне - камерой VMC. Изображения показывают сильную изменчивость облаков. Подтверждено существование аэрозольных частиц диаметром около 7 мкм в высоких широтах южного полушария. Ранее подобные частицы были обнаружены по наблюдениям с Фурье-спектрометром на Венере-15 в северном полушарии. Нет никаких указаний на наличие в облачном слое частиц другого состава или кристаллов (хотя последние были обнаружены под слоем облаков, на высотах 30-35 км, с помощью нефелометра на  Венерах-9,10,  Marov et al. 1980). Выяснилось также, что верхняя граница облаков в высоких широтах южного полушария расположена  на несколько километров ниже, чем на экваторе (аналогичная особенность была обнаружена Венерой 15 для северного полушария).

В зависимости от широты получена на различных высотах по движению видимых деталей на изображениях в различных спектральных диапазонах. Была рассчитана также скорость зонального термического ветра по результатам термического зондирования атмосферы на ночной стороне (VIRTIS), по радиопросвечиванию (VeRa), измерена скорость ветра по перемещению деталей на УФ-изображениях (VMC) на дневной стороне (Moissl et al.2009).

По данным SPICAV/SOIR – отношение дейтерия к водороду превышает земное в 200-300 раз, причем этот фактор переменен (Fedorova et al., 2008). По данным эксперимента ASPERA, на два атома водорода, покидающих атмосферу Венеры, приходится один атом кислорода. Это указывает на то, что таким образом Венеру покидают пары воды.

Полученные карты распределения эмиссии О₂ на ночной стороне Венеры позволяют изучать характер глобальной циркуляции в переходной области (на высоте около 100 км). Вертикальные профили эмиссии кислорода на ночной стороне часто имеют два максимума на высоте 96-103 км. (Piccioni et al., 2009). Надо отметить, что в земной атмосфере также часто наблюдаются два максимума излучения О₂, что может говорить о сходных механизмах происхождения эмиссии в атмосферах Венеры и Земли и сходной  динамике атмосфер на этих высотах.

на ночной стороне (VIRTIS) позволили заполнить некоторые пробелы, имеющиеся на картах Магеллана (Arnold et al. 2008).

Несмотря на впечатляющие успехи Венеры Экспресс и предшествующих проектов, ключевые проблемы формирования и эволюции Венеры, а также современного состояния ее климата, остаются нерешенными. Для их изучения необходимы прямые измерения содержания и изотопного состава малых составляющих, включая инертные газы, изучение строения и состава поверхности, в том числе поиск естественных радиоактивных изотопов, исследование процессов взаимодействия атмосферы и поверхности, дальнейшее изучение термической структуры, глобальной динамики атмосферы, строения и состава ее облачного слоя, теплового баланса атмосферы, окружающей плазмы и процессов диссипации атмосферы. Наиболее эффективно это можно сделать при комплексном подходе, включающем непосредственные измерения с посадочного аппарата и дистанционные наблюдения со спутника.

Наиболее важные задачи, ждущие своего решения, перечислены ниже, на их решение направлен Российский проект Венера-Д:

Природа парникового эффекта. Для понимания механизма парникового эффекта необходимо изучать тепловой баланс атмосферы, состав, строение и состав облачного слоя, динамику, термическую структуру атмосферы.

Cостав и строение облачного слоя. Исследования облачного слоя и поддерживающих его химических циклов также важны для понимания природы парникового эффекта. Основной компонент облачного слоя на высоте от 48 до 68 км и на всех широтах – серная кислота высокой концентрации (Zasova et al. 2008). Какие еще компоненты входят в состав облаков? Существуют ли кристаллы? Какие процессы приводят к сложному распределению частиц по размерам? Каков состав и природа надоблачной дымки  и аэрозольных слоев под облаками? Эти вопросы ждут ответов.

«Неизвестный» УФ-поглотитель. Первые УФ изображения Венеры были получены Маринером 10 в 1975 году. УФ контрасты достигают 30% , тогда как в видимой области они не превышают 3%. В области спектра 0.32-0.5 мкм поглощается 50% всей солнечной энергии, поглощенной Венерой. Выделение такого количества энергии в тонком атмосферном слое (60-70 км) приводит к генерации термических приливов, которые, по современным представлениям, поставляют энергию на поддержание суперротации. Поглотитель должен существовать только в верхнем облачном слое и  исчезать ниже 58-60 км. Несмотря на решающую роль УФ-поглотителя в тепловом балансе, его природа остается неизвестной. Было предложено несколько кандидатов на эту роль (Esposito, et al., 1997). В настоящее время изучаются два компонента, которые могут объяснить УФ-альбедо при λ > 0.32 мкм – это аллотропы серы (Carlson, 2008) и раствор ~0.3% FeCl₃ в 75% -85 % серной кислоте (Zasova et al, 1981, Carlson, 2010). Второй компонент удовлетворяет условию исчезновения  в среднем облачном слое.

Зональная суперротация: на высоте верхней границы облачного слоя, около 70 км,  атмосфера вращается в 60 раз быстрее поверхности. Для понимания природы зональной суперротации необходимо выяснить, как передается момент от поверхности к атмосфере и источник энергии, который поддерживает суперротацию. Представляется очень важным мониторинг термического строения атмосферы, включая нижнюю атмосферу, исследование термических приливов, изучение динамики атмосферы, по анализу наблюдаемого движения облачных структур на различных уровнях в атмосфере в различных спектральных интервалах.

Происхождение и эволюция атмосферы.  Вероятно, во время своего  формирования и Венера, и Земля получили из протопланетной туманности приблизительно одинаковое количество летучих. Затем на их содержание влияли различные процессы: дегазация из недр, процессы диссипация, столкновения с кометами, химические процессы взаимодействия атмосферы и поверхности.  Их роль плохо изучена, но следы этих процессов можно найти в содержании инертных газов и их изотопов. Венера отличается от Земли и Марса достаточно высоким содержанием неона и аргона. По их относительному количеству в атмосфере она находится ближе к метеоритам и Солнцу. Для выяснения ранней истории атмосферы Венеры очень важны измерения изотопов ксенона, которые до сих пор не производились.

Проблема воды. На Венере в настоящее время очень мало воды: слой сконденсированной воды составляет около 3 см по сравнению с 3 км на Земле. Однако, в прошлом вода могла содержаться в больших количествах, о чем свидетельствует отношение D/Н, которое в  ~150- - 300 раз выше, чем на Земле (Korablev et al..). Такое обогащение дейтерием можно объяснить более быстрыми потерями более легких атомов Н из верхней атмосферы. Отношение D/Н различно над облаками и под облаками. Роль облаков в процессе диссипации воды предстоит выяснить.

Взаимодействие с солнечным ветром. Поскольку Венера не обладает собственным магнитным полем, значительная часть ее экзосферы подвержена воздействию потоков солнечного ветра. Венера-Экспресс выявила процесс ухода из атмосферы ионов Н+, Не+ и О+. Однако, поток нейтральных атомов не оценивался. Оценки потоков нейтралов очень важны для изучения климатических изменений на планете. Отношение потоков Н и О, и его отличие от 2 (коэффициент, ожидаемый при диссоциации молекул воды) содержит важную информацию о роли, которую играют породы на поверхности планеты в процессе изменения содержания атмосферного кислорода.

Поверхность и ее взаимодействие с атмосферой. (Маров, Базилевский  и др. НИР 2010) Исследование химического состава пород поверхности Венеры было проведено в 7 точках посадки спускаемых аппаратов (СА) Венера 8, 9, 10, 13, 14 и Вега 1 ,2. При этом в пяти точках (СА Венера 8, 9, 10 и Вега 1, 2) исследование химического состава проводилось по данным гамма-спектрометрии (измерялись только элементы K, U, Th), а в трех точках (СА Венера 13, 14 и Вега 2) – по данным  рентгено-флуоресцентного анализа. Ошибки анализов были достаточно большие даже для основных породообразующих элементов, а измерений концентрации такого важного петрохимического элемента, как Na, не проводилось вообще. Геохимические данные, собранные СА Венера и Вега, остаются неполными. На Венере пока не измерялись ни изотопные соотношения элементов, ни ключевые геохимические параметры (содержания РЗЭ, Rb, Sr, Zr, Hf,  и др.), которые применяются на Земле, в частности, для определения геодинамической обстановки образования магматических пород. Отсутствует какая-либо прямая информация о возрасте пород на поверхности на основании изотопной систематики. Статистически бедная информация о химическом составе пород Венеры и сложность привязки этих измерений к определенным геологическим структурам не дает целостной картины о степени дифференциации планеты и природе ее коры. Поэтому представляется исключительно важным:

• проведение детальных химических анализов грунта на определение концентраций как основных породообразующих элементов, так и рассеянных микроэлементов и железосодержащих минералов
• получение изображений деталей строения наиболее древних из наблюдаемых на поверхности геологических образований (тессеры и родственные им детали)
• попытки обнаружения древних следов тектоники плит;
• исследование элементного состава материала поверхности, включая радиоактивные изотопы;
• поиск проявлений современной вулканической и сейсмической активности Венеры.

На решение перечисленных задач нацелен готовящийся отечественный проект Венера-Д.

В разработке проекта участвуют НПО им. Лавочкина и учреждения Российской Академии наук: Институт космических исследований, Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского, Институт радиотехники и электроники им. В.А. Котельникова, Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша, Институт физики Земли им. О.Ю. Шмита (НИР, 2010). Предполагается, что миссия будет включать посадочный аппарат, орбитальный аппарат и субспутник. В рамках миссии Венера-Д изучалась также концепция долгоживущего посадочного аппарата, но было признано нецелесообразно включение его в состав проекта на данном уровне доступной для использования в России техники. Рассматривалась возможность включения атмосферных зондов в проект Венера-Д, но они были также отложены до следующей миссии. Было решено упростить миссию, используя элементы уже готовых разработок: будет использован модернизированный для Венеры орбитальный аппарат проекта Фобос-Грунт, а также модернизированный посадочный аппарат, который НПО им. Лавочкина изготавливал для предыдущих венерианских миссий. Субспутник впервые будет применен для исследования Венеры, но он  не является технологически сложным элементом. На всех элементах миссии будет установлен очень сложный современный комплекс научной аппаратуры.

Посадочному аппарату Венеры-Д предстоит совершить посадку на поверхность Венеры – впервые после более чем 30-летнего перерыва. Он будет изготовлен НПО им. Лавочкина с учетом огромного опыта прошлых лет. Экспериментам на посадочном аппарате предстоит решать одну из актуальнейших научных задач – проблему формирования и эволюции Венеры. На ПА будут установлены уникальные эксперименты для исследования элементного состава поверхности, минералогического состава, геологии, железосодержащих фаз и распределения железа по степеням окисления: Fe²⁺, Fe³⁺, Fe⁶⁺. Во время спуска в атмосфере будут произведены метеорологические измерения, а также измерения состава и изотопного состава атмосферы, включая содержание инертных газов и их изотопов, строения, микрофизики и химии облаков, электромагнитных излучений.

В состав экспериментов планируется включить современные эффективные приборы, такие как: активный гамма и нейтронный спектрометр, атомно-эмиссионный спектрометр, Мессбауэровский спектрометр, телевизионный комплекс - для исследования поверхности с разрешением до 0.2 мм; хромато-масс-спектрометр и грунтозаборное устройство, метео-комплекс, оптический спектрометр - для изучения поверхности и атмосферы; многоканальный диодно-лазерный спектрометр, нефелометр и счетчик частиц, волновой комплекс – для исследования атмосферы. К новым приборам, использующим методы, которые никогда ранее не применялись для исследования Венеры, относятся, прежде всего, миниатюризованный атомно-эмиссионный спектрометр LIPS и миниатюризированный Мессбауэровский спектрометр MIMOS2A, нацеленные на исследование поверхности, а также многоканальный диодно-лазерный спектрометр MTDL для анализа вертикального распределения состава и изотопов легких элементов.

Поверхность Венеры молодая, возраст большей части поверхности  не превышает 700 млн. лет. Согласно измерениям на спускаемых аппаратах Венера 8, 9, 10, 13, 14, Вега 1, 2, а также анализу радарных изображений поверхности КА Венера 15, 16 и Магеллана установлено, что на преобладающей части поверхности планеты находятся базальтовые лавы и продукты их тектонической переработки. Поэтому в качестве места посадки выбираются такие места, где предполагается найти участки поверхности небазальтового состава. Это – тессеры, наиболее древние участки поверхности Венеры, возможно, сформировавшиеся в условиях, отличных от современной геотектонической и климатической обстановки.  На рис.10 приведены примеры тессер, предложенных в качестве места посадки Венеры-Д (А.Т. Базилевский).

Орбитальный аппарат - это модернизированный для Венеры аппарат, созданный ранее для проекта Фобос - Грунт. Предполагается, что он будет работать на суточной полярной орбите. Научная нагрузка – это, прежде всего, комплекс спектрометров, от ультрафиолетовой области и до миллиметрового диапазона, которые дают возможность исследовать атмосферу от поверхности до 160 км высоты, а также поверхность на ночной стороне Венеры в области спектра ~1 мкм. Комплекс научной аппаратуры включает новые приборы, такие, как УФ гиперспектрометр - для решения проблемы природы «неизвестного» УФ-поглотителя и миллиметровый радиометр для мониторинга термического строения нижней атмосферы и состава серосодержащих составляющих;  ИК – фурье-спектрометр, ключевой прибор для понимания механизма суперротации атмосферы (прибор установлен на Венере Экспресс, но не работает из-за отказа сканера); а также модернизированные эксперименты, которые работают успешно на Венере Экспресс или работали на советских миссиях.. Это относится к гиперспектрометру VIRTIS, эксперименту по солнечным и звездным просвечиваниям, к широкоугольной камере с фильтрами от УФ до ближнего ИК-диапазона (Венера Экспресс), и к эксперименту по двухчастотному радиопросвечиванию (Венера-15, 16). Комплекс приборов для изучения околопланетного пространства включает магнитометр, а также ряд приборов для исследования ионосферы, околопланетной плазмы и солнечного ветра. Комплекс научной аппаратуры на орбитере и научные задачи поставлены с учетом опыта работы миссии Венера-Экспресс

За всю историю исследований других планет одновременные измерения плазмы и магнитного поля на двух или нескольких аппаратах не проводились. Опыт исследований земной магнитосферы позволяет надеяться на то, что постановка плазменных экспериментов на двух (нескольких) аппаратах позволит:

• впервые получить одновременные измерения в области солнечного ветра и магнитосферы Венеры
• исследовать динамику областей магнитосферы Венеры, в первую очередь – области ударной волны, ионопаузы и плазменного слоя;
• изучить волновые процессы в магнитосфере   в  ее характерных границах;
• исследовать отклик ионосферы и процессов в магнитном шлейфе Венеры на межпланетные возмущения;
• исследовать зависимость скорости диссипации атмосферы Венеры в зависимости от условий в межпланетной среде.

Магнитосфера Венеры, при отсутствии у планеты собственного сильного  магнитного поля, представляет собой тип «наведенной» магнитосферы, и формируется при прямом взаимодействии солнечного ветра с ионосферой/атмосферой планеты, что принципиально отличает ее от земного аналога. Постановка плазменного эксперимента на двух (нескольких) спутниках в окрестности Венеры позволит впервые исследовать физические процессы в «наведенной» магнитосфере при одновременном мониторинге условий в солнечном ветре, а также разделить пространственные и временные вариации плазмы, электрических и магнитных полей в ней, что затруднительно в случае измерений на одном космическом аппарате. Выбор орбиты субспутника находится на стадии обсуждения.

Таким образом, комплексное исследование Венеры, ее поверхности, атмосферы и окружающей плазмы, планируемые в рамках проекта Венера Д, позволит значительно продвинуть наши представления об этой планете и о причинах ее наблюдаемых особенностей, а также о процессах, которые ответственны за столь различную эволюцию планет земной группы, включая нашу Землю.

Проект Венера-Д будет осуществлен с широким международным участием. Основные иностранные участники – страны  западной Европы. Китай также приглашен  участвовать в проекте.

Важно продолжить исследования и после Венеры-Д. Следующий проект с условным названием Венера-Глоб должен быть включен в ФКП России 2016-2025 г. с запуском в 2021 году. Проект будет направлен на изучение венерианской атмосферы и поверхности одновременно в нескольких районах планеты. Предполагается, что этот проект должен работать совместно с Венерой-Д (которую планируется запустить в 2017 году). Он будет включать орбитальный аппарат, несколько небольших посадочных аппаратов, а также атмосферные зонды. Проект технологически будет более сложным, чем Венера-Д. Один из посадочных аппаратов может быть долгоживущим. Долгоживущие атмосферные зонды будут запущены на разные высоты: два баллона с временем жизни больше месяца, ветролет, минизонды, сбрасываемые с атмосферных зондов. На орбитальном аппарате может быть установлен радар.

НИР ВЕНЕРА-Д: «Определение научной программы экспериментов, состава и характеристик комплекса научной аппаратуры миссии "Венера-Д"….», 2010, http://www.venera-d.cosmos.ru

Arnold, G., R. Haus, D. Kappel,et al. Venus surface data extraction from VIRTIS/Venus Express measurements: Estimation of a quantitative approachJGR, VOL. 113, E00B10, doi:10.1029/2008JE003087, 2008

Atreya, S. K. & Gu, Z. G.  Stability of the Martian atmosphere . Is geterogeneous catalisis essential? J. Geophys. Res., 99, 13133, 1994.

Avduevskiy V.S., Marov M.Ya., Kulikov Yu.N., Shari V.P., Gorbachevskiy A.Ya., Uspenskiy G.R., and Cheremukhina Z.P.  Structure and parameters of the Venus atmosphere according to Venera probe data.  In Venus (D. M. Hunten, L. Collin, T. M. Donahue, and V. I. Moroz, Eds.), 681–765, 1983.

Bullock. M. A., Stoker C. R., McKay C.P., & Zent A.P. A coupled soil-atmosphere model of H2O2 on Mars. Icarus, 107, 142, 1994.

Esposito L.W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V., Moroz V.I. and Zasova L.V. Chemistry of lower atmosphere and clouds. In Venus II, Bougher S.W.,  Hunten D.M., and Phillips R.J., eds. Pp.  415-458, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1997

Fedorova,1 O. Korablev,1 A.-C. Vandaele et al. HDO and H2O vertical distributions and isotopic ratio in the Venus mesosphere by Solar Occultation at Infrared spectrometer on board Venus Express , VOL. 113, E00B22, doi:10.1029/2008JE003146, 2008

Hansen J.E., Hovenier J.W. Interpretation of the polarization of Venus. // J. Atmosph. Sci. 1974. V. 31. P. 1137-1160.

Huguenin, R. L., Chemical weathering and the Viking biology experiments on Mars J. Geophys. Res., 87, 10069, 1982.

Huntress W.H., Moroz V.I. and Shevalev I.L. Lunar and planetary robotic and exploration missions in the 20^th century.  Space Sci. Rev. 2002.

Ignatiev, N. I.  et al. Altimetry of the Venus cloud tops from the Venus Express Observations JGR,, VOL. 114, E00B43, doi:10.1029/2008JE003320, 2009

Kley, D., Science, 276, 103, 1997

Krasnopolsky, V. A. & Krysko, A. A. On the night airglow of the Martian atmosphere Space Res., 16, 1005, 1976.

Marov M.Ya., Lystsev B.E., Lеbedev V.N. et al. The structure and microphysics properties of Venus clouds: Venera 9, 10, 11 data. Icarus 44, 608-639, 1980.

Moissl,R.; Khatuntsev,I.; Limaye,S.S.; et al. Venus cloud top winds from tracking UV features in Venus Monitoring Camera images. JGR , Volume 114, Issue 9, CiteID E00B31, 2009.

Moroz V.I., Huntress W.H., and Shevalev I.L. Planetary missions of the 20^th century. Kosmicheskie  issledovanija .  40, N5, 451-481, 2002.

Meadows V.S. and Crisp D. Ground-based near infrared observations of the Venus nightside: The thermal structure and water abundance near the surface. J.  Geophys.  Res. 101, 4595–4622, 1996.

Murray B.C., Belton M.J.S., Danielson G.E., et al. . Venus: Atmospheric motions and structure from Mariner-10 pictures. Science 183, 1307-1315, 1974

Piccioni, P. Drossart, L. Zasova, et al. First detection of hydroxyl in the atmosphere of Venus &A 483, L29–L33, 2008.

Piccioni,G.,  L. Zasova, A. Migliorini, et al. Near-IR oxygen nightglow observed by VIRTIS  Venus upper atmosphere, JGR,  VOL. 114, E00B38, doi:10.1029/2008JE003133, 2009

Svedhem, H., et al. Venus Express mission JGR, VOL. 114, E00B33, doi:10.1029/2008JE003290, 2009

Taylor, F. W., R. Beer, M. T. Chahine, D. J. Diner, L. S. Elson, R. D. Haskins, D. J. McCleese, J. V. Martonchik, and P. E. Reichley   .  Structure and meteorology of the middle atmosphere of Venus:  Infrared remote sensing from the Pioneer orbiter.  J.  Geophys.  Res.  85, pp. 7963–8006.,1980.

Taylor, F.W., Crisp, D., Bézard, B. Near Infrared Sounding of the Lower Atmosphere of Venus . Venus II (edited by Bougher, S. W., Hunten, D.M., Phillips, R.J.), pp. 215-279, University of Arizona Press, Tucson, 1997.

Young, A.T.  . Are the clouds of Venus sulfuric acid?  Icarus, 18, p. 564. 1973.

Young A.T.  . The clouds of Venus. J. Atmos. Sci. 32, pp. 1125-1131. 1975.

Zasova L.V. , Krasnopolsky V.A., Moroz V.I. Vertical distribution of SO₂ in upper cloud layer of Venus and origin of the UV absorption, Adv. Space res. 1981. V. 1. p. 31.

Zasova, L. V.; Ignatiev, N.; Khatuntsev, I.; Linkin, V. Structure of the Venus atmosphere from the surface to 100 km, Planet. Space Sci., 55, 1712-1728, 2008