Первичная атмосфера формируется на ранних этапах образования планеты за счёт захвата газов из протопланетного диска. Этот процесс наиболее эффективен для массивных тел, способных удерживать лёгкие газы, прежде всего водород и гелий. У планет-гигантов (Юпитер, Сатурн) первичная атмосфера сохранилась до настоящего времени благодаря их высокой массе и низкой температуре верхних слоёв.
У планет земной группы первичная атмосфера, по всей видимости, была утрачена на ранних этапах из-за слабой гравитации, высокой температуры и отсутствия магнитного поля, способного защищать атмосферу от солнечного ветра.
Вторичная атмосфера формируется в результате внутренних и внешних процессов: дегазации мантии через вулканизм, дегидратации минералов, а также доставки летучих веществ из космоса посредством комет и астероидов. Эта атмосфера более тяжёлая, состоит в основном из CO₂, H₂O, N₂ и других продуктов геохимических процессов.
Гравитационное притяжение определяет способность планеты удерживать газы. Чем выше масса планеты, тем ниже средняя скорость молекул должна быть, чтобы избежать гравитационного притяжения. Лёгкие газы (H₂, He) быстрее достигают скоростей, близких к первой космической, и могут легко покинуть атмосферу маломассивных тел.
Температура влияет на среднюю кинетическую энергию молекул газа, а значит, и на вероятность их термического побега. Планеты, расположенные ближе к звезде, подвержены интенсивному нагреву и, следовательно, усиленной утечке лёгких компонентов атмосферы.
Высокая активность молодой звезды (в частности, сильный ультрафиолет и поток заряженных частиц) способна приводить к фотохимическим реакциям в атмосфере и к её разрушению. Особенно критичен так называемый солнечный ветер, который оказывает эрозионное воздействие на атмосферу, если отсутствует магнитное поле.
Магнитосфера отклоняет заряженные частицы солнечного ветра, защищая атмосферу от их разрушительного воздействия. Отсутствие глобального магнитного поля, как, например, у Марса, делает атмосферу уязвимой для ионного выноса.
Процессы дегазации и вулканической активности снабжают атмосферу CO₂, H₂O, SO₂ и другими газами, определяя химический состав и давление вторичной атмосферы. У планет с активным вулканизмом (например, в прошлом — Венера и Земля) атмосферное давление может существенно возрастать.
Реакции между атмосферными газами и породами поверхности приводят к связыванию или освобождению определённых компонентов. Например, на Земле карбонатное осаждение связывает CO₂, снижая его концентрацию в атмосфере.
Этот механизм обусловлен тем, что часть молекул газа обладает скоростями, превышающими вторую космическую. Вероятность утечки возрастает при высоких температурах и низкой гравитации. Особенно подвержены термической утечке лёгкие газы — водород и гелий.
Под действием ультрафиолетового излучения молекулы H₂O, CO₂ и других газов расщепляются на радикалы, часть из которых может быть достаточно лёгкой для термического побега. Это особенно важно для потери водорода после фотолиза воды.
Массивные метеориты и астероиды, сталкиваясь с планетой, могут выбрасывать значительные объёмы атмосферы в космос. Этот механизм, вероятно, сыграл ключевую роль в потере атмосферы на ранних этапах эволюции Меркурия и Марса.
Под действием солнечного ветра и ультрафиолета молекулы атмосферы ионизируются и выносятся вдоль магнитных линий либо прямо в межпланетное пространство. Марс особенно уязвим для этого механизма ввиду отсутствия глобальной магнитосферы.
Первичная водородно-гелиевая атмосфера была утрачена, вероятно, в течение первых сотен миллионов лет. Вторая атмосфера возникла в результате вулканизма, с преобладанием CO₂ и водяного пара. Постепенно, за счёт фотосинтеза и карбонатных циклов, CO₂ был связан в осадочных породах, а содержание кислорода возросло. Возник озоновый слой, стабилизировавший атмосферу и позволивший жизни развиваться на суше.
Сильный парниковый эффект (вследствие высокого содержания CO₂ и практически полного отсутствия воды) привёл к перегреву поверхности. Отсутствие тектоники плит и гидросферы не позволили зафиксировать углекислый газ в породах. Атмосфера Венеры стабилизировалась при экстремальном давлении и температуре.
Марс имел в прошлом более плотную атмосферу с наличием жидкой воды на поверхности. Однако из-за слабой гравитации, потери магнитного поля и солнечной эрозии атмосфера сильно разрежена. CO₂ составляет её основу, но его давление менее 1% земного. Водяной пар и водород утекли в космос, а большая часть воды, вероятно, оказалась замороженной в грунте.
Юпитер и Сатурн сохранили первичную атмосферу. Их массивность позволила удержать водород и гелий, составляющие до 99% атмосферы. Интенсивная конвекция, внутреннее тепло и сильные магнитные поля обеспечивают сложную динамику и устойчивость их атмосфер.
Уран и Нептун имеют меньше газа и больше долю “лёгких” компонентов (водяной, аммиачный, метановый лёд). Метан придаёт голубоватый цвет их атмосфере. Эти планеты также сохранили первичную атмосферу, но с более выраженным влиянием внутренних процессов.
На ранних стадиях Солнечной системы крупные столкновения могли радикально изменить атмосферу планеты. Например, предполагается, что столкновение Земли с протопланетой Тейя привело к утрате значительной части первичной атмосферы и образованию Луны.
Миграция гигантских планет также воздействовала на распределение летучих веществ. Например, согласно гипотезе «Grand Tack», Юпитер мог мигрировать внутрь, перенеся значительные объёмы льдов и органики к внутренним планетам, повлияв тем самым на формирование их вторичных атмосфер.
Кометы и водоносные астероиды играют ключевую роль в насыщении планет водяным паром и органическими соединениями. Изотопный состав дейтерия в воде Земли указывает на возможное происхождение от тел внешней части Солнечной системы. Это способствовало формированию гидросферы и активной химии в атмосфере.
Современная наука активно исследует атмосферные эволюционные процессы при помощи:
Эти исследования позволяют не только реконструировать прошлое Солнечной системы, но и оценивать потенциальную пригодность для жизни планет вокруг других звёзд.