derecha|300px|miniatura|Características principales del sistema solar (sin escala). miniatura|Gráfico de la velocidad de escape en función de la temperatura superficial de algunos objetos del sistema solar: indica qué gases son retenidos retenidos. Los objetos están dibujados a escala y sus puntos de datos están en los puntos negros del centro.
El estudio de las atmósferas extraterrestres es un campo activo de investigación, tanto como un aspecto de la astronomía como para obtener información sobre la atmósfera de la Tierra. Además de la Tierra, muchos de los otros objetos astronómicos en el sistema solar tienen atmósferas. Es el caso de todos los planetas gigantes, así como de Marte, Venus y Titán y Tritón. Varios satélites naturales y otros cuerpos también tienen atmósferas, al igual que los cometas y el Sol. Hay evidencia de que los exoplanetas pueden tener una atmósfera. La comparación de estas atmósferas entre sí y con la atmósfera de la Tierra amplía nuestra comprensión básica de los procesos atmosféricos como el efecto invernadero, la física de los aerosoles y las nubes, al igual que la dinámica y química atmosférica.
En septiembre de 2022, se informó que los astrónomos formaron un nuevo grupo, llamado Categorización de Tecnomarcadores Atmosféricos (CATS; Categorizing Atmospheric Technosignatures), para listar los resultados de los estudios de atmósferas de exoplanetas en busca de biofirmas, tecnomarcadores y otros elementos relacionados.
Planetas
Planetas interiores Mercurio
Debido a su pequeño tamaño (y, por lo tanto, su poca gravedad), Mercurio no tiene una atmósfera sustancial. Su atmósfera extremadamente delgada consiste principalmente en una pequeña cantidad de helio y trazas de sodio, potasio y oxígeno. Estos gases provienen del viento solar, la descomposición radiactiva, impactos de meteoritos y la descomposición de la corteza de Mercurio. La atmósfera de Mercurio no es estable y se renueva constantemente porque sus átomos escapan al espacio debido al calor del planeta.
Venus
miniatura|derecha|Atmósfera de Venus en ultravioleta, por la sonda Pioneer Venus Orbiter en 1979. La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono. Contiene pequeñas cantidades de nitrógeno y de otros oligoelementos, incluidos compuestos basados en hidrógeno, nitrógeno, azufre, carbono y oxígeno. La atmósfera de Venus es mucho más caliente y densa que la de la Tierra, aunque más superficial. Los gases de efecto invernadero calientan la atmósfera inferior, pero enfrían la atmósfera superior, lo que lleva a termosferas compactas. Según algunas definiciones, Venus no tiene estratosfera.
La troposfera comienza en la superficie y se extiende hasta una altitud de (una altitud en la que la mesosfera ya se ha alcanzado en la Tierra). En la cima de la troposfera, la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra. Los vientos en la superficie son de pocos metros por segundo, alcanzando o más en la troposfera superior. La estratosfera y la mesosfera se extienden desde los hasta los de altura. La termosfera y la exosfera comienzan alrededor de los , alcanzando finalmente el límite de la atmósfera a unos 220 a .
La presión del aire en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces la de la Tierra. La enorme cantidad de CO2 en la atmósfera crea un fuerte efecto invernadero, elevando la temperatura de la superficie a alrededor de , más caliente que la de cualquier otro planeta en el sistema solar.
Marte
La atmósfera marciana es muy delgada y está compuesta principalmente de dióxido de carbono, con algo de nitrógeno y argón. La presión superficial promedio en Marte es de 0,6 a , en comparación con aproximadamente para la Tierra. Esto resulta en una inercia térmica atmosférica mucho menor y, como consecuencia, Marte está sujeto a fuertes mareas térmicas que pueden cambiar la presión atmosférica total hasta en un 10 %. La atmósfera delgada también aumenta la variabilidad de la temperatura del planeta. Las temperaturas superficiales marcianas varían desde mínimos de aproximadamente durante los inviernos polares hasta máximos de hasta en los veranos. miniatura|derecha|200px|La tenue atmósfera de Marte visible en el horizonte. miniatura|izquierda|200px|Pozos en el casquete polar sur, MGS 1999, NASA. Entre las misiones Viking y Mars Global Surveyor, Marte experimentó «temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (de 10 a ) durante el período de perihelio de 1997 frente a 1977» y «que la atmósfera de afelio global de Marte es más fría, menos polvorienta y más nublada de lo indicado por la climatología de Viking», con «temperaturas atmosféricas generalmente más frías y una menor carga de polvo en las últimas décadas en Marte que durante la misión Viking». La sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRS) , aunque abarca un conjunto de datos mucho más corto, no muestra ningún calentamiento de la temperatura media del planeta, y sí un posible enfriamiento. «Las temperaturas del MCS MY 28 son en promedio de (diurno) y (nocturno) más frías que las medidas de TES MY 24». Local y regionalmente, sin embargo, los cambios en los pozos en la capa de dióxido de carbono congelado en el polo sur marciano observados entre 1999 y 2001 sugieren que el casquete polar sur está disminuyendo. Observaciones más recientes indican que el polo sur de Marte continúa derritiéndose. «Se está evaporando ahora mismo a un ritmo prodigioso», dice Michael Malin, investigador principal de la Mars Orbiter Camera (cámara del orbitador de Marte). Los pozos en el hielo crecen aproximadamente 3 metros por año. Malin afirma que las condiciones en Marte no son actualmente propicias para la formación de nuevo hielo. Un sitio web ha sugerido que esto indica un cambio climático en curso en Marte. Múltiples estudios sugieren que esto puede ser un fenómeno local en lugar de global.
Colin Wilson ha propuesto que las variaciones observadas son causadas por irregularidades en la órbita de Marte. William Feldman especula que el calentamiento podría deberse a que Marte podría estar saliendo de una era glacial. Otros científicos afirman que el calentamiento puede ser el resultado de cambios en el albedo debido a tormentas de polvo. El estudio predice que el planeta podría seguir calentándose, como resultado de una retroalimentación positiva.
El 7 de junio de 2018, la NASA anunció que el rover Curiosity detectó una variación estacional cíclica en el metano atmosférico, así como la presencia de querógeno y otros compuestos orgánicos complejos.
Planetas gigantes Los cuatro planetas exteriores del sistema solar son todos planetas gigantes: los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno y los gigantes helados Urano y Neptuno. Todos comparten algunas características atmosféricas comunes. Todos tienen atmósferas que son principalmente hidrógeno y helio y que se fusionan con el interior líquido a presiones mayores que la presión crítica, por lo que no hay un límite claro entre la atmósfera y el cuerpo.
Júpiter
miniatura|275px|Pequeña Mancha Roja a la izquierda y la Gran Mancha Roja a la derecha. La atmósfera superior de Júpiter está compuesta de aproximadamente un 75 % de hidrógeno y un 24 % de helio por masa, con el 1 % restante compuesto por otros elementos. El interior contiene materiales más densos, de modo que la distribución es aproximadamente un 71 % de hidrógeno, un 24 % de helio y un 5 % de otros elementos en masa. La atmósfera contiene trazas de metano, vapor de agua, amoniaco y compuestos basados en silicio. También hay trazas de carbono, etano, sulfuro de hidrógeno, neón, oxígeno, fosfina y azufre. La capa más externa de la atmósfera contiene cristales de amoniaco congelado, posiblemente superpuesta por una delgada capa de agua.
Júpiter está cubierto con una capa de nubes de aproximadamente de profundidad. Las nubes están compuestas de cristales de amoniaco y posiblemente hidrosulfuro de amonio. Las nubes se encuentran en la tropopausa y están organizadas en bandas de diferentes latitudes, conocidas como regiones tropicales. Estas se subdividen en zonas de tonos más claros y cinturones más oscuros. Las interacciones de estos patrones de circulación conflictivos causan tormentas y turbulencia. La característica más conocida de la capa de nubes es la Gran Mancha Roja, una tormenta anticiclónica persistente ubicada 22° al sur del ecuador que es más grande que la Tierra. En el 2000, se produjo una peculiaridad atmosférica en el hemisferio sur que es similar en apariencia a la Gran Mancha Roja, pero de menor tamaño. Esta formación fue nombrada Pequeña Mancha Roja.
Las observaciones de la tormenta Pequeña Mancha Roja sugieren que Júpiter podría estar en un período de cambio climático global. Se ha hipotetizado que esto es parte de un ciclo climático global de aproximadamente 70 años, caracterizado por la formación relativamente rápida, la posterior erosión lenta y fusión de vórtices ciclónicos y anticiclónicos en la atmósfera de Júpiter. Estos vórtices facilitan el intercambio de calor entre los polos y el ecuador. Si se han erosionado lo suficiente, el intercambio de calor se reduce fuertemente y las temperaturas regionales pueden cambiar hasta en , con los polos enfriándose y la región ecuatorial calentándose. La gran diferencia de temperatura resultante desestabiliza la atmósfera y, por lo tanto, conduce a la creación de nuevos vórtices.
Saturno La atmósfera exterior de Saturno está compuesta por aproximadamente un 93,2 % de hidrógeno y un 6,7 % de helio. También se han detectado trazas de amoníaco, acetileno, etano, fosfina y metano. Al igual que en Júpiter, las nubes superiores de Saturno están compuestas por cristales de amoníaco, mientras que las nubes de nivel inferior parecen estar formadas por hidrosulfuro de amonio (NH4SH) o agua.
La atmósfera de Saturno es en varios aspectos similar a la de Júpiter. Presenta un patrón de bandas similar al de Júpiter y ocasionalmente exhibe óvalos de larga duración causados por tormentas. Una formación de tormenta análoga a la Gran Mancha Roja de Júpiter, la Gran Mancha Blanca, es un fenómeno de corta duración que se forma con una periodicidad aproximada de 30 años. Fue observada por última vez en 1990. Sin embargo, las tormentas y el patrón de bandas son menos visibles y activos que los de Júpiter, debido a las nieblas de amoníaco superpuestas en la troposfera de Saturno.
La atmósfera de Saturno tiene varias características inusuales. Sus vientos están entre los más rápidos del sistema solar, con datos del Voyager que indican vientos del este máximos de . También es el único planeta con un vórtice polar cálido, y es el único planeta además de la Tierra donde se han observado nubes de pared del ojo en estructuras similares a huracanes.
Urano
La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de gas y diversos hielos. Es aproximadamente un 83 % de hidrógeno, un 15 % de helio, un 2 % de metano y trazas de acetileno. Al igual que Júpiter y Saturno, Urano tiene una capa de nubes en bandas, aunque no es fácilmente visible sin la mejora de imágenes visuales del planeta. A diferencia de los planetas gigantes más grandes, las bajas temperaturas en la capa de nubes superior de Urano, hasta , provocan la formación de nubes de metano en lugar de amoníaco.
Se ha observado menos actividad de tormentas en la atmósfera de Urano que en las de Júpiter o Saturno, debido a las nieblas de metano y acetileno superpuestas que hacen que el planeta parezca un globo azul claro y uniforme. Imágenes tomadas en 1997 con el telescopio espacial Hubble mostraron actividad de tormentas en esa parte de la atmósfera que emergía del invierno uraniano de 25 años. La falta general de actividad de tormentas puede estar relacionada con la ausencia de un mecanismo de generación de energía interna en Urano, una característica única entre los planetas gigantes.
Neptuno miniatura|derecha|Gran Mancha Oscura (arriba), Scooter (nube blanca del centro) y Pequeña Mancha Oscura (abajo).