大気散逸
高層大気では、高エネルギーの紫外線光子はより容易に分子と相互作用を起こすことができる。高エネルギー光子と分子が相互作用を起こして光解離し、生成された中性粒子がエネルギーを得て散逸を起こす場合がある。また、高エネルギーの電子が中性分子に衝突して破壊し、生成した中性の原子がエネルギーを得て散逸していく、衝突解離と呼ばれる散逸過程もある。
高エネルギー光子が分子と衝突して電離を起こす光電離が起きるとイオンが生成される。このイオンは惑星の磁気圏に捕獲され得るが、後述の極風によって散逸する場合がある。また光電離によって分子イオンが生成された場合、分子イオンと電子が再結合してから解離し、複数の中性粒子が生成される場合がある。この過程は解離性再結合(英語版)と呼ばれ、電離エネルギーと解離エネルギーの差が粒子の運動エネルギーとなり、中性粒子が速度を得て散逸を起こす。
太陽系外惑星の研究では、大気の組成や居住可能性を決定する手段として大気散逸が測定されている。もっとも一般的な観測手段はライマンα線の吸収を用いるものである。系外惑星の多くが遠方の恒星の明るさが減光すること (トランジット) によって発見されているのと同様に、水素の吸収スペクトルに対応する波長での観測を行うことで、系外惑星の周囲に存在する水素の量を記述することができる。この手法によって、ホット・ジュピターのHD 209458 b、HD 189733 b、ホット・ネプチューンのグリーゼ436bなどで、大量の大気散逸が発生していることが確認されている。