Venuše obsahuje trochu vody na jejím povrchu a v jeho atmosféře . Vědec se domnívají , že z důvodu extrémního skleníkového efektu , každá vodní páry dost kinetickou energii dosáhnout vysokých nadmořských výšek , kde sluneční vítr rozbil molekuly vody , uvolňuje vodík do space.Earth proti Venus
Vzhledem k tomu, , že Venuše je podobné velikosti a jeden ze dvou nejbližších planet na Zemi , dalo by se očekávat, že množství vody , která je podobná Zemi , celým
pokud ne nutně v kapalné formě . ve skutečnosti , Venuše se mají více vody než dnes , kdy byla vytvořena před miliardami let .
Kde sevoda jít?
Kam šlavoda jeotázkou jeho vodíková konstrukční část se vypařila . Jak se to stalo, jeotázkou , jak Venuše se stal horký .
Venusian Teploty
Voda existovala na Venuši , ale ne jako kapalina . Je příliš blízko ke slunci za to . Voda se suspenduje v atmosféře jako pára . Vodní pára jeskleníkový plyn . To umožňuje viditelné záření ze slunce v , ale zpomaluje její re – emise do vesmíru poté, co dopadne na zem a stane se infračervené .
Teplo z tohoto skleníkového efektu odemčené oxidu uhličitého uzamčené ve skalách na povrchu Venuše . Oxid uhličitý jeskleníkový plyn . Venuše se proto zahřívá víc a víc , v skleníkového efektu , který přivádí na sebe .
Kinetic Energy
zažít kinetickou energii molekul ve formě tepla . Vzhledem k tomu, atmosféra se stala žhavější a žhavější , molekuly vodní páry získaly dostatek kinetické energie k dosažení vysoké nadmořské výšce v atmosféře , kde ochrana před sluncem byl minimální .
Disociace
při těchto vysokých nadmořských výškách , ultrafialové záření ze slunce by mohla oddělit kyslík v molekulách vody z vodíku . Diatomic molekula vodíku se tvoří , a musí být dostatečně lehká , aby unikl , stejně jako se stalo na Zemi . Vyšší hmotnost , pomalejší – pohybující se kyslík by se slučují s uhlíkem a sírou , aby oxidů .
Proč se tak nestane, na Zemi
Za prvé ,je Země dostatečně daleko od slunce , že kapalná voda může tvořit . Proto nevytváří skleníkový efekt , ani je to dost zahřívá k dosažení vysoké nadmořské výšce , kde ultrafialové světlo projde . Ozón v zemské horních vrstvách atmosféry chrání vodu pod od ultrafialového světla .
Je tam zůstane voda na Venuši ?
Ano , to je to, jak jsme mohli vědět, co se stalo . Vodíku Venuše vodní páry ještě zbývá je přednostně deuterium . Deuterium je těžší než běžné vodík , protože to má neutron v jeho jádru . Tato přidaná hmotnost činí méně pravděpodobné, že k dosažení vysoké nadmořské výšce , kde UV záření provádí, disociace .
Vzhledem k tomu, že je stále ještě vodní pára na Venuši ,proces vodíku – stripping na Venuši se pokračuje k tomuto dni . To byla kvantifikována pomocí hostující kosmické lodi v roce 2008 . Oceány a zemskou atmosféru obsahují 100000 krát více vody na Venuši .