大氣逃逸

大氣逃逸（atmospheric escape）是天體（行星和衛星）的大氣層向外太空流失氣體的過程，可分為熱逃逸、非熱逃逸（也稱超熱逃逸）和撞擊侵蝕三大類，具體哪種機制是最重要的大氣逃逸形態取決於天體本身的引力、大氣化學成分和距離主星（恆星）的距離。大氣逃逸發生的前提是氣體的分子動能超過了引力勢能，即氣體的分子運動速度超過了逃逸速度。在天體生物學方面，研究並測量系外行星的大氣逃逸率對判斷其是否長期擁有大氣層十分必要，有助於研究其行星適居性和存在生命的可能性。

## 熱逃逸

熱逃逸（thermal escape）指氣體因收到熱能影響而增加導致其分子動能超過引力勢能，在小到單個分子（金斯逃逸）、大到整區域的氣體（流體逃逸）的任何尺度都能發生。

### 金斯逃逸

一個經典的熱逃逸機制是「金斯逃逸」（Jeans escape），因英國天文學家詹姆士·金斯（Sir James Hopwood Jeans，1877～1946）最早描述而得名。定量氣體的平均分子運動速度可以由其溫度來測量，但單個分子會因為與其它分子碰撞而獲得或喪失速度。這些分子動能的波動可通過麥克斯韋-玻爾茲曼分布展現，動能（$E_{kin}$）、質量（$m$）和速度（$v$）之間的關係為$E_{\mathit{kin}}=\frac{1}{2}mv^2$，分布長尾一側的少數分子可以達到逃逸速度並脫離大氣層（前提是過程中沒有因為碰撞再次喪失動能）。這種逃逸現象主要發生在地球大氣層最上層的散逸層（後者因而得名），這裡氣體分子的平均自由程與大氣標高的長度相似。能夠成功逃逸的氣體分子數量取決於逃逸層底層的分子濃度，後者取決於來自下方增溫層的擴散。

金斯逃逸在整體大氣逃逸中的相對重要性主要受三個因素影響：氣體分子量、行星的逃逸速度、以及母星賦予大氣層上層的熱輻射。在同等溫度下，較重的分子很難逃逸——這也是為什麼氫氣和氦氣會很容易就從地球大氣層中逃逸走，但二氧化碳則不會。其次，較大質量的行星也因此引力更大，逃逸所需的速度也更高，意味著更少的氣體分子可以成功逃逸——這也是為什麼氣態巨行星可以束縛住大量氫氣，但類地行星則不能。最後，行星距離恆星的距離很重要，因為離恆星越近獲取的輻射強度就越高，大氣層的溫度也因此更熱，大氣逃逸率也更高；反之距離恆星很遠的行星則因為行星表面溫度低而不太可能出現逃逸，其中在霜線以外的行星上氣體甚至會液化（凝結）或直接固化（凝華）完全喪失揮發性和輕易逃逸的可能。

### 流體逃逸

除了金斯逃逸外，高溫高壓的大氣層中還會發生流體逃逸（hydrodynamic escape）。在這種情況下，大氣層會吸收大量熱能（通常通過極紫外輻射），使得整個區域內的氣體都在加熱過程中膨脹並產生猛烈的上升氣流，其中達到逃逸速度的輕分子會通過流體動力學牽引一些較重的分子一起實現逃逸。流體逃逸在距離主星近的系外行星上曾被觀察到，比如熱木星HD 209458 b；其中一些甚至被這種「烘烤」逃逸完全耗光了大氣層成為冥府行星，比如TOI-849 b。

## 非熱逃逸

非熱逃逸（non-thermal escape）也稱超熱逃逸（suprathermal escape）指並不是因為熱能傳遞而造成的大氣逃逸，大部分是因為光化反應或與帶電粒子（粒子和等離子）的互動。

### 光化逃逸

在大氣層上層，高能紫外線可以隨時直接和氣體分子發生互動，通過光分解作用將分子拆成更小的原子成分並使其更容易從大氣層逃逸。同時，與光子碰撞造成的光致游離還會生產帶電粒子，後者要麼被行星的磁層束縛，要麼通過離解複合獲得逃逸的機會。

### 濺射逃逸

太陽風中帶來的粒子動能可以賦予氣體分子足以逃逸的能量，就如同物理氣相沉積中的濺鍍一般，因此稱作「濺射逃逸」（sputtering escape）。這種現象在沒有行星磁層的條件下更為明顯，因為磁場會偏轉太陽風的離子流。

### 電荷交換逃逸

太陽風和行星磁層中的帶電粒子可以與大氣層上層的其它分子互換電荷。高速離子在與低速中性分子碰撞中可以獲取電子，形成一個新的高速中性分子和一個新的低速離子，後者會被磁層束縛，但前者則有機會逃逸大氣。

### 極風逃逸

極地區域因為處於測層兩極，場線處於開放狀態，使得帶電粒子可以不受束縛（甚至被磁場加速）散入外太空。極地的等離子噴泉（極風）是電離層的帶電粒子出現大氣逃逸的主要途徑，因此也稱極風逃逸（polar wind escape）。

## 撞擊侵蝕

撞擊侵蝕（impact erosion）指大氣層因撞擊事件而造成的氣體損失。如果撞擊物的動能夠大（流星體的質量或速度的較高），其造成的能量傳遞可以使得衝擊濺起的噴射物（包括大氣）的分子速度達到逃逸速度。

如果要造成顯著的大氣逃逸，撞擊天體的半徑必須大於大氣標高。撞擊事件賦予逃逸氣體動量的方式有三種：

- 流星體在進入大氣層時與空氣的摩擦和絕熱過程會使得周圍大氣分子受熱加速。
- 與地表發生撞擊時濺起的噴射物會將氣體加熱加速。
- 撞擊或空爆時產生的高壓衝擊波會直接驅動空氣遠離地表。

第一種方式引發大氣逃逸的機制與流體逃逸相似，只不過波及範圍較小。而大部分撞擊侵蝕造成的大氣逃逸都是由第三種方式引起的，撞擊地點切線平面上方的大氣層所產生的逃逸效果最大。

## 太陽系主要的大氣逃逸過程

### 地球

地球大氣層每秒會逃逸約3kg的氫氣，主要機制是電荷交換逃逸（60～90％）、金斯逃逸（10～40％）和極風逃逸（10～15％）。同時地球大氣每秒還會失去約50g的氦氣，主要通過極風逃逸。其餘氣體成分的逃逸則少得多。2017年一個日本研究團隊發現證據顯示月球上有源自地球的氧離子。

在10億年後，太陽的輻射量會增加10％，會顯著增加地球上的水分蒸發，而且會增加紫外線光解水蒸氣並使其以氫氣的形態逃逸到外太空，最終會導致所有的海洋乾涸。

### 金星

近年來的科學模型發現金星上的氫氣逃逸幾乎完全基於超熱機制，主要是光化反應和與太陽風的電荷交換。氧氣逃逸主要源於電荷交換和濺射逃逸。金星特快車的測量發現日冕物質拋射的增強會造成1.9倍的逃逸率提升。

### 火星

早期的火星遭受了多次小型撞擊侵蝕事件，而MAVEN的近期觀察認為火星大氣在過去40億年間因為超熱逃逸損失了66％的氬-36，同時還有約0.5bar氣體分壓的二氧化碳。

MAVEN任務同時也探索了火星如今的大氣逃逸率，發現金斯逃逸是火星氫氣持續逃逸的重要機制，大概造成每秒160-的損失，但可被大氣層下層的重力波、對流和沙塵暴顯著影響。氧氣損失則主要由超熱逃逸引起，其中包括光化逃逸（約每秒1300克）、電荷交換逃逸（約每秒130克）和濺射逃逸（約每秒80克），總計約每秒1500克。其餘更重的原子（如碳和氮）主要通過光化反應和太陽風流失。

### 木衛一和土衛六

木衛一和土衛三都擁有大氣層且都各自有大氣逃逸現象。雖然這兩顆衛星都沒有自身的磁場，但其公轉的行星（木星和土星）都擁有很強的磁場可以在其軌道在弓形震波下的時候保護其不受太陽風的影響。但土衛三的軌道約有一般時間在弓形震波之外，因此會完全暴露在太陽風的衝擊下，使得氫氣獲得動能出現逃逸，這些逃逸的氫氣會滯留在土衛三後方的軌道上形成一個環繞土星的氣體環面。木衛一則會在圍繞木星旋轉時遇到等離子云並引發濺射釋放鈉粒子，並在木衛一的部分軌道中產生一個香蕉狀的鈉離子云。

## 系外行星的大氣逃逸

對系外行星的研究通常會測量大氣逃逸來估算其大氣成分和行星宜居性。最常見的方法是萊曼-α線吸收。就像系外行星通常是通過遠處恆星的亮度降低（凌）來發現一樣，關注與氫吸收有關的波長可以用來描述系外行星周圍的氫含量。這種方法發現熱木星HD 209458 b和HD 189733 b以及熱海王星Gliese 436 b都會遇到顯著的大氣逃逸。

哈勃太空望遠鏡在2018年發現大氣逃逸還可以通過1083nm氦原子三重態來測量。相比基於紫外線的萊曼-α線，這個波長更容易讓陸基高清光譜學獲取，且氦原子三重態的優勢是不會像萊曼-α線那樣被消光顯著影響，但使用氦的劣勢是必須了解到氫—氦比例才能準確建立大氣逃逸模型。氦逃逸的測量被用來研究許多大型系外行星（包括WASP-107b、WASP-69b和HD 189733 b）以及一些迷你海王星（如TOI-560 b和HD 63433 c）。

## 額外閱讀

- Ingersoll, Andrew P. (2013). Planetary climates. Princeton, N.J.: Princeton University Press. . .