Если при постоянной температуре водяной пар сжали в 3 раза, а давление увеличилось только в 1,7 раза, то пройдена точка конденсации после повышения давления в 1,7 раза. В этом состоянии известны параметры для определения объёма в момент начала конденсации - пар становится насыщенным. Из уравнения Менделеева-Клапейрона находим объём в момент начала конденсации: V = MRT/mP = (0,01*8,31*452) / (18*10^(-3)*9,8*9,81*10^4) = =2,17056*10^(-3) м³ = .2,17056 л. Давление водяного пара перед сжатием: Р₁ = Р/1,7 = 9,8/1,7 = =5,764706 атм = 5,764706 *9,81*10⁴ = 565517,6 Па = 0,57 МПа. Объём водяного пара перед сжатием: V₁ = V*1,7 = 2,17056 * 1,7 = 3,69 л.
Наличие или отсутствие магнитного поля связывают со строением планет, на всех планетах земной группы есть собственное магнитное поле. Самыми сильными магнитными полями обладают планеты гиганты и Земля. Часто источником дипольного магнитного поля планеты считают её расплавленное токопроводящее ядро. У Венеры и Земли близки размеры, средняя плотность и даже внутреннее строение, тем не менее, Земля имеет достаточно сильное магнитное поле, а Венера — нет (магнитный момент Венеры не превышает 5 - 10 % магнитного поля Земли) . По одной из современных теорий напряженность дипольного магнитного поля зависит от прецессии полярной оси и угловой скорости вращения. Именно эти параметры на Венере ничтожно малы, но измерения указывают на ещё более низкую напряженность, чем предсказывает теория. Современные предположения по поводу слабого магнитного поля Венеры состоят в том, что в предположительно железном ядре Венеры отсутствуют конвективные потоки
F·Δt = Δp
или
m1*V1 + m2*V2 = m1*U1+m2*U2