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| − | '''大 | + | '''大 气层'''，均源自及也 许 是一 层 受到[[重力]]吸引聚 拢 在 拥 有巨大[[ 质 量]]天 体 周 围 的[[ 气体]]，而如果重力 够 大且 气体 的 温 度 够 低，就能 长 期保留住。有些[[行星]] 拥 有 许 多不同的主要 气体 ， 并 且有非常深厚的大 气 （ 参见[[ 气体 巨星]]）。 |
| − | [[ | + | [[ 恒 星大 气层]] 这个 名 词 描述的是 恒 星外面的 区 域，典型的 范围 是 从 不透明的[[光球]] 开 始向外的部份。相 对来说 是低 温 的 恒 星，在它 们 外面的大 气层 也 许 可以形成 复 合的分子。[[地球大 气层]]，不 仅 包含有多 数[[有 机体]]呼吸所使用的[[氧]]和[[植物]] 与[[海藻]]和[[ 蓝绿 藻]]行[[光合作用]]所使用的[[二氧化碳]]，也保 护 生物的[[基因]]免 于 受到[[太 阳]][[紫外 线]][[ 辐 射]]的 伤 害。它目前的 组 成是[[古大 气层]]生活在其中的有 机体经过数亿 年的生物化 学 修改 后 的 结 果。 |
| − | == | + | == 压 力== |
| − | [[ | + | [[ 气压]]是 单 位面 积 上受到周 围气体 垂直加 诸于 其上的力量，他取 决于 行星的重力和在地 区 上 组 合的空 气 柱的 总质 量。根 据国际认 可的[[大 气 （ 单 位）| 标准 大 气]]（atm） 气压单 位定 义 是101,325 [[帕斯卡（ 单 位）|帕]]（或是每平方公分1,013,250[[达因| 达 因]]）。 |
| − | 大 | + | 大 气压 力因 为 在一 个 地 点 之上的 气体质 量 会随着 高度 减 少而降低， 气压随 高度下降的 系数为数学 上的''[[E_(数学常数)|e]] ''（[[ 无 理 数]]，其近似值 为2.71828）， 称为[[大 气标 高|高度 标 度]]， 并 以''H'' 来 表示。 对 一 个温 度均 匀 一致的大 气层 ，高度 标 度 与温 度成正比， 并 且 与 行星的重力加速度乘上 干 燥空 气 的[[分子 质 量]]成反比。像 这种 模式的大 气层 ， 随着 高度的增加， 压 力成指 数 的下降。但是，大 气层 的 温 度是不均 匀 的，所以要精 确 的 测 量某一特定高度的 压 力是很 复杂 的 |
| − | == | + | ==逃逸== |
| − | [[表面重力]]， | + | [[表面重力]]， 维系 大 气层 的力量，在行星中是 极 不相同的。例如，巨大的行星[[木星]]有 着 非常大的重力，能 够 保留住在 较 低的重力下 会 逃逸的[[ 氢]]和[[氦]] 这种轻 的 气体 。其次， 与 太 阳 的距 离确 定可以用 来 加 热 大 气 的能量，能否加 热气体 使分子的[[ 热运动]]超出行星的[[逃逸速度]]— 气体 分子克服行星重力掌握所需的速度。因此， 遥远 和寒冷的[[土 卫 六|泰坦]]和[[冥王星]] 尽 管重力相 对较 低，但仍能保有它 们 的大 气层 。理 论 上，[[星 际 行星]]也 许 也能保有厚 实 的大 气层 。 |
| − | 因 | + | 因 为气体 在任何的特定 温 度下都有大 范围 的分子移 动 速度，所以 总 是 会 有一些 气体缓 慢的 渗 漏至太空中。具有相同 动 能的 气体 ， 轻 的 气体运动 的速度比重的 气体 快，因此[[分子 质 量|分子量]] 较 低的 气体 流失的比那些分子量 较 重的 气体 更快。 这 被 认为 是[[金星]]和[[火星]] 会 失去它 们 的水的原因，因 为当 它 们 的水受到 来 自太 阳 的[[紫外 线]]光解成 为氢 和氧之 后 ， 氢会 逃逸而去。[[地球]]的[[磁 场]] 协 助阻 挡 了 会 使 氢 加速逃逸的太 阳风 ，然而，在 过 去的30 亿 年，地球也 许经 由在 极区 的 极 光活 动 ， 损 失了包括氧 气 在 内 的2%大 气层 。 |
| − | 其他也 | + | 其他也 会 造成[[大 气 逃逸|大 气损 耗]]的 机 制是[[太 阳风]]，包括 飞溅 、[[撞 击 事件|撞 击]]侵 蚀 、[[天 气]]、和 隐 藏— “ 有 时 是指 结 冰 ” — 进 入[[ 风 化 层]]和[[ 极 冰帽| 极 冠]]。 |
| − | == | + | ==成分== |
| − | 最初的大 | + | 最初的大 气结构 一般 认为与 在行星形成所在地 点 的[[太 阳 星 云]]有 着 一 样 的化 学 成分和 温 度，而 内 部的 气体随后 逃逸。 这 些原始的大 气层随着时间 的 过 去而逐 渐 的演 变 ，因行星各自不同的特性造成非常不同的 结 果。 |
| − | [[金星]]和[[火星]]的行星大 | + | [[金星]]和[[火星]]的行星大 气 主要的 组 成是[[二氧化碳]]， 还 有少量的[[氮]]、[[ 氩]]、[[氧]]和可追 踪 的其他 气体 。 |
| − | 地球的大 | + | 地球的大 气层 主要由生活在其中生物 产 生的副 产 品 来 改造。[[地球大 气层]]包含大 约 （以摩 尔 容量/ 体积计 算）78.08%的氮和20.95%的氧， 数 量易 变 （平均 为0.247%，全球大 气 研究中心）的水蒸 气 、0.93%的 氩 、0.038%的二氧化碳，和微 踪 的 氢 、氦以及其他的"惰性 气体"（ 挥发气体 的 污 染）。 |
| − | 低 | + | 低 温 和重力 较强 大的[[ 气体 巨星]]—[[木星]]、[[土星]]、[[天王星]]、和[[海王星]]—能 够轻 易的保留住低[[分子量]]的 气体 。 这 些行星有以 氢-氦和微 踪 的更 复杂 化合物 构 成的大 气层 。 |
| − | 有 | + | 有 两颗 外 层 行星的 卫 星有 着 不能忽 视 的大 气层 ：土星的 卫 星[[土 卫 六|泰坦]]和海王星的 卫 星[[海 卫 一|崔 顿]]，主要成分 为 氮。冥王星，在 轨 道的近日 点 附近，有 着与 崔 顿 相似，由氮和甲烷 组 成的大 气层 ，但在 远离 太 阳时气体 的大 气层会冻结 。 |
| − | 太 | + | 太 阳 系 内还 有其他的天 体 有 极 端稀薄且不 稳 定的大 气层 ， 这 些包括[[月球]]（[[ 钠]] 气 ）、[[水星]]（ 钠气 ）、[[木 卫 二]]（氧 气 ）、[[木 卫 一]]（[[硫]]）和[[土 卫 二]]（水蒸 气 ）。 |
| − | 行星[[HD 209458]]b是第一 | + | 行星[[HD 209458]]b是第一 颗 被[[哈伯太空望 远镜]] 测 量出大 气层结构 的[[系外行星]]。[[HD 209458]]是位 于[[ 飞马 座]]的一 颗恒 星，[[HD 209458]]b是 轨 道靠近母 恒 星的 气体 巨星，因此大 气层 被加 热 至超 过1,000 K ， 并 且 稳 定的逃逸入太空。 氢 、氧、碳和硫都在行星膨 涨 的大 气 中被 侦测 出 来 。 |
| − | == | + | == 构 造== |
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| − | + | === 地球=== | |
| − | + | [[地球 大 气层]]包括 ， 从地面往上 ，[[对流层]]（包括行星 的 边界层或最底层 的 大气）、[[平流层|-{zh-hans:平流层; zh-hant:同温层;}-]]、[[中气层]]（散逸层）、[[ 热成层]] （增温层 ， 包含[[电离层]]和[[外 逸层]] ） ， 还有[[磁层]]。每一层有不 同 的[[ 气温]]， 定义出温度随着 高度的 变化率 。 | |
| − | === | + | 3/4的大气层在对流层内，并且这一层的厚度有很大的变化，在赤道的厚度达到17公里，在极区的厚度仅有7公里。[[臭氧层]]，吸收来自太阳[[紫外线]]的能量，主要位于同温层，高度在15至35公里。[[卡门线]]的位置在热成层内，高度100公里处，通常被作为地球大气层和太空的分界线。但是外逸层的高度可以从距离地表500公里延伸至1,000公里，并在该处与行星的磁层互动。 |
| − | 其他已知有大 | + | |
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| + | 其他已知有大 气层 的天 体 列 于 下表。 | ||
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* [[月球#大气|月球]] | * [[月球#大气|月球]] | ||
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* [[土星]] | * [[土星]] | ||
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| − | * [[土 | + | * [[土 卫 六大 气层|土卫六(泰坦)]] |
| − | * [[天王星大 | + | |
| + | * [[土 卫 二|土卫二(恩克多拉斯)]] | ||
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| + | * [[天王星大 气层|天王星]] | ||
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* [[海王星]] | * [[海王星]] | ||
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| + | * [[冥王星大气层|冥王星]] | ||
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| + | * [[地球大气层|地球]] | ||
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* [[HD 209458 b]] | * [[HD 209458 b]] | ||
| − | == | + | ==循 环== |
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| + | 当[[对流]]成为比[[热辐射]]更有效率的运输者时，由于温度的差异造成了大气的循环。在行星的主要热源是来自太阳的辐射，在热带多余的热会输送到更高的纬度。当行星的内部能产生相当数目的热量时，例如[[木星]]的状况，对流能经由大气层将能量由内部区域的高温传送至表面。 | ||
| − | + | ==重 要 性== | |
| − | + | 经 由[[地 质学]]家 对 行星的透 视 ，大 气层 是 对 行星演化[[比 较 解剖 学|形 态学]]的行 为实质 上的代理者。[[ 风]] 运输[[ 尘]][[土]]、侵 蚀[[地形|地表]]和 带离[[淤 积 物（沉 积 物）|淤 积]]和其他的微粒（[[ 风 成]]程序）。[[霜 线|霜]]和[[降雨量（ 气 象 学 ）|降雨]]，取 决于 它 们 的成分，也影 响 到地表。 气 候 变 化可能影 响 到行星的地 质历 史，反 过来 ，研究地球表面也可以 对 行星的大 气 和 气 候的 现状 和 过 去有所了解。 | |
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| − | + | 对[[ 气 象 学 家]]， 测 量大 气 的 构 成可以 确 定[[ 气 候]]和它的 变异 。 | |
| − | + | 对[[生物 学 家]]， 构 造是和生命的出 现与[[演 变]]密不可分的。 | |
於 2020年2月25日 (二) 20:52 的修訂
大氣層，均源自及也許是一層受到重力吸引聚攏在擁有巨大質量天體周圍的氣體，而如果重力夠大且氣體的溫度夠低，就能長期保留住。有些行星擁有許多不同的主要氣體，並且有非常深厚的大氣（參見氣體巨星）。
恆星大氣層這個名詞描述的是恆星外面的區域，典型的範圍是從不透明的光球開始向外的部份。相對來說是低溫的恆星，在它們外面的大氣層也許可以形成複合的分子。地球大氣層，不僅包含有多數有機體呼吸所使用的氧和植物與海藻和藍綠藻行光合作用所使用的二氧化碳，也保護生物的基因免於受到太陽紫外線輻射的傷害。它目前的組成是古大氣層生活在其中的有機體經過數億年的生物化學修改後的結果。
壓力
氣壓是單位面積上受到周圍氣體垂直加諸於其上的力量，他取決於行星的重力和在地區上組合的空氣柱的總質量。根據國際認可的標準大氣（atm）氣壓單位定義是101,325 帕（或是每平方公分1,013,250達因）。
大氣壓力因為在一個地點之上的氣體質量會隨着高度減少而降低，氣壓隨高度下降的係數為數學上的e （無理數，其近似值為2.71828），稱為高度標度，並以H來表示。對一個溫度均勻一致的大氣層，高度標度與溫度成正比，並且與行星的重力加速度乘上乾燥空氣的分子質量成反比。像這種模式的大氣層，隨着高度的增加，壓力成指數的下降。但是，大氣層的溫度是不均勻的，所以要精確的測量某一特定高度的壓力是很複雜的
逃逸
表面重力，維繫大氣層的力量，在行星中是極不相同的。例如，巨大的行星木星有着非常大的重力，能夠保留住在較低的重力下會逃逸的氫和氦這種輕的氣體。其次，與太陽的距離確定可以用來加熱大氣的能量，能否加熱氣體使分子的熱運動超出行星的逃逸速度—氣體分子克服行星重力掌握所需的速度。因此，遙遠和寒冷的泰坦和冥王星儘管重力相對較低，但仍能保有它們的大氣層。理論上，星際行星也許也能保有厚實的大氣層。
因為氣體在任何的特定溫度下都有大範圍的分子移動速度，所以總是會有一些氣體緩慢的滲漏至太空中。具有相同動能的氣體，輕的氣體運動的速度比重的氣體快，因此分子量較低的氣體流失的比那些分子量較重的氣體更快。這被認為是金星和火星會失去它們的水的原因，因為當它們的水受到來自太陽的紫外線光解成為氫和氧之後，氫會逃逸而去。地球的磁場協助阻擋了會使氫加速逃逸的太陽風，然而，在過去的30億年，地球也許經由在極區的極光活動，損失了包括氧氣在內的2%大氣層。
其他也會造成大氣損耗的機制是太陽風，包括飛濺、撞擊侵蝕、天氣、和隱藏—「有時是指結冰」—進入風化層和極冠。
成分
最初的大氣結構一般認為與在行星形成所在地點的太陽星雲有着一樣的化學成分和溫度，而內部的氣體隨後逃逸。這些原始的大氣層隨着時間的過去而逐漸的演變，因行星各自不同的特性造成非常不同的結果。
金星和火星的行星大氣主要的組成是二氧化碳，還有少量的氮、氬、氧和可追蹤的其他氣體。
地球的大氣層主要由生活在其中生物產生的副產品來改造。地球大氣層包含大約（以摩爾容量/體積計算）78.08%的氮和20.95%的氧，數量易變（平均為0.247%，全球大氣研究中心）的水蒸氣、0.93%的氬、0.038%的二氧化碳，和微蹤的氫、氦以及其他的"惰性氣體"（揮發氣體的污染）。
低溫和重力較強大的氣體巨星—木星、土星、天王星、和海王星—能夠輕易的保留住低分子量的氣體。這些行星有以氫-氦和微蹤的更複雜化合物構成的大氣層。
有兩顆外層行星的衛星有着不能忽視的大氣層：土星的衛星泰坦和海王星的衛星崔頓，主要成分為氮。冥王星，在軌道的近日點附近，有着與崔頓相似，由氮和甲烷組成的大氣層，但在遠離太陽時氣體的大氣層會凍結。
太陽系內還有其他的天體有極端稀薄且不穩定的大氣層，這些包括月球（鈉氣）、水星（鈉氣）、木衛二（氧氣）、木衛一（硫）和土衛二（水蒸氣）。
行星HD 209458b是第一顆被哈伯太空望遠鏡測量出大氣層結構的系外行星。HD 209458是位於飛馬座的一顆恆星，HD 209458b是軌道靠近母恆星的氣體巨星，因此大氣層被加熱至超過1,000 K，並且穩定的逃逸入太空。氫、氧、碳和硫都在行星膨漲的大氣中被偵測出來。
構造
地球
地球大氣層包括，從地面往上，對流層（包括行星的邊界層或最底層的大氣）、同温层、中氣層（散逸層）、熱成層（增溫層，包含電離層和外逸層），還有磁層。每一層有不同的氣溫，定義出溫度隨着高度的變化率。
3/4的大氣層在對流層內，並且這一層的厚度有很大的變化，在赤道的厚度達到17公里，在極區的厚度僅有7公里。臭氧層，吸收來自太陽紫外線的能量，主要位於同溫層，高度在15至35公里。卡門線的位置在熱成層內，高度100公里處，通常被作為地球大氣層和太空的分界線。但是外逸層的高度可以從距離地表500公里延伸至1,000公里，並在該處與行星的磁層互動。
其他
其他已知有大氣層的天體列於下表。
太陽系內
太陽系外
循環
當對流成為比熱輻射更有效率的運輸者時，由於溫度的差異造成了大氣的循環。在行星的主要熱源是來自太陽的輻射，在熱帶多餘的熱會輸送到更高的緯度。當行星的內部能產生相當數目的熱量時，例如木星的狀況，對流能經由大氣層將能量由內部區域的高溫傳送至表面。
重要性
經由地質學家對行星的透視，大氣層是對行星演化形態學的行為實質上的代理者。風運輸塵土、侵蝕地表和帶離淤積和其他的微粒（風成程序）。霜和降雨，取決於它們的成分，也影響到地表。氣候變化可能影響到行星的地質歷史，反過來，研究地球表面也可以對行星的大氣和氣候的現狀和過去有所了解。