大气逃逸（）是天体（行星和卫星）的大气层向外太空流失气体的过程，可分为热逃逸、非热逃逸（也称超热逃逸）和撞击侵蚀三大类，具体哪种机制是最重要的大气逃逸形态取决于天体本身的引力、大气化学成分和距离主星（恒星）的距离。

热逃逸
之上，分子只要有足够动能就可以逃逸；但在其之下的大气层，分子可能会因为撞击其它分子而丧失动能无法逃逸]]
较高的分子虽然自身较慢但也可因被比重轻的高速分子的流体牵引而成功逃逸]]
热逃逸（thermal escape）指气体因收到热能影响而增加导致其分子动能超过引力势能，在小到单个分子（金斯逃逸）、大到整区域的气体（流体逃逸）的任何尺度都能发生。

金斯逃逸
一个经典的热逃逸机制是“金斯逃逸”（Jeans escape），因英国天文学家詹姆士·金斯（Sir James Hopwood Jeans，1877～1946）最早描述而得名。定量气体的平均分子运动速度可以由其温度来测量，但单个分子会因为与其它分子碰撞而获得或丧失速度。这些分子动能的波动可通过麦克斯韦-玻尔兹曼分布展现，动能（E_{kin}）、质量（m）和速度（v）之间的关系为E_{\mathit{kin}}=\frac{1}{2}mv^2，分布长尾一侧的少数分子可以达到逃逸速度并脱离大气层（前提是过程中没有因为碰撞再次丧失动能）。这种逃逸现象主要发生在地球大气层最上层的散逸层（后者因而得名），这里气体分子的平均自由程与大气标高的长度相似。

金斯逃逸在整体大气逃逸中的相对重要性主要受三个因素影响：气体分子量、行星的逃逸速度、以及母星赋予大气层上层的热辐射。

流体逃逸
除了金斯逃逸外，高温高压的大气层中还会发生流体逃逸（hydrodynamic escape）。流体逃逸在距离主星近的系外行星上曾被观察到，比如热木星HD 209458 b；其中一些甚至被这种“烘烤”逃逸完全耗光了大气层成为冥府行星，比如。

非热逃逸
非热逃逸（non-thermal escape）也称超热逃逸（suprathermal escape）指并不是因为热能传递而造成的大气逃逸，大部分是因为光化反应或与带电粒子（粒子和等离子）的互动。

光化逃逸
在大气层上层，高能紫外线可以随时直接和气体分子发生互动，通过光分解作用将分子拆成更小的原子成分并使其更容易从大气层逃逸。

溅射逃逸
太阳风中带来的粒子动能可以赋予气体分子足以逃逸的能量，就如同物理气相沉积中的溅镀一般，因此称作“溅射逃逸”（sputtering escape）。

电荷交换逃逸
太阳风和行星磁层中的带电粒子可以与大气层上层的其它分子互换电荷。高速离子在与低速中性分子碰撞中可以获取电子，形成一个新的高速中性分子和一个新的低速离子。

撞击侵蚀
撞击侵蚀（impact erosion）指大气层因撞击事件而造成的气体损失。

如果要造成显著的大气逃逸，撞击天体的半径必须大于大气标高。撞击事件赋予逃逸气体动量的方式有三种：

流星体在进入大气层时与空气的摩擦和绝热过程会使得周围大气分子受热加速；

与地表发生撞击时溅起的喷射物会将气体加热加速；

撞击或空爆时产生的高压冲击波会直接驱动空气远离地表。

第一种方式引发大气逃逸的机制与流体逃逸相似，只不过波及范围较小。而大部分撞击侵蚀造成的大气逃逸都是由第三种方式引起的。

在10亿年后，太阳的辐射量会增加10％，会显著增加地球上的水分蒸发，而且会增加紫外线光解水蒸气并使其以氢气的形态逃逸到外太空，最终会导致所有的海洋干涸。

金星
近年来的科学模型发现金星上的氢气逃逸几乎完全基于超热机制，主要是光化反应和与太阳风的电荷交换。氧气逃逸主要源于电荷交换和溅射逃逸。金星特快车的测量发现日冕物质抛射的增强会造成1.9倍的逃逸率提升。

火星
早期的火星遭受了多次小型撞击侵蚀事件，而MAVEN的近期观察认为火星大气在过去40亿年间因为超热逃逸损失了66％的氩-36，同时还有约气体分压的二氧化碳。

MAVEN任务同时也探索了火星如今的大气逃逸率，发现金斯逃逸是火星氢气持续逃逸的重要机制，大概造成每秒的损失，但可被大气层下层的重力波、对流和沙尘暴显著影响。氧气损失则主要由超热逃逸引起，其中包括光化逃逸（约每秒1300克）、电荷交换逃逸（约每秒130克）和溅射逃逸（约每秒80克），总计约每秒1500克。其余更重的原子（如碳和氮）主要通过光化反应和太阳风流失，这些逃逸的氢气会滞留在土卫三后方的轨道上形成一个环绕土星的气体环面。木卫一则会在围绕木星旋转时遇到等离子云并引发溅射释放钠粒子，并在木卫一的部分轨道中产生一个香蕉状的钠离子云。

系外行星的大气逃逸
对系外行星的研究通常会测量大气逃逸来估算其大气成分和行星宜居性。最常见的方法是莱曼-α线吸收。就像系外行星通常是通过远处恒星的亮度降低（凌）来发现一样，关注与氢吸收有关的波长可以用来描述系外行星周围的氢含量。这种方法发现热木星HD 209458 b和HD 189733 b以及热海王星都会遇到显著的大气逃逸。

哈勃太空望远镜在2018年发现大气逃逸还可以通过1083nm氦原子三重态来测量。相比基于紫外线的莱曼-α线，这个波长更容易让陆基高清光谱学获取，且氦原子三重态的优势是不会像莱曼-α线那样被消光显著影响，但使用氦的劣势是必须了解到氢—氦比例才能准确建立大气逃逸模型。氦逃逸的测量被用来研究许多大型系外行星（包括WASP-107b、和HD 189733 b）以及一些迷你海王星（如TOI-560 b和）。

另见

• 释气

参考
额外阅读
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Ingersoll, Andrew P. (2013). Planetary climates*. Princeton, N.J.: Princeton University Press. . .
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