地球外大気

地球外大気の研究は、天文学の一側面として、また地球の大気への洞察を得るための研究として、活発に行われている分野です。 ^{[1] [2]地球}に加えて、太陽系の他の多くの天体にも大気があります。これらには、すべての巨大惑星、火星、金星、タイタンが含まれます。いくつかの衛星やその他の天体にも大気があり、彗星や太陽も同様です。太陽系外惑星が大気を持つ可能性があるという証拠があります。これらの大気を互いに比較したり、地球の大気と比較したりすることで、温室効果、エアロゾルと雲の物理学、大気の化学と力学などの大気プロセスに関する基本的な理解が広がります。

2022年9月、天文学者たちは、バイオシグネチャー、テクノシグネチャー、および関連物質に関する太陽系外惑星の大気研究の結果をリストアップするために、「大気テクノシグネチャーの分類」（CATS）と呼ばれる新しいグループを結成したと報告されました。^[3]

水星はサイズが小さい（したがって重力も小さい）ため、実質的な大気はありません。その極めて薄い大気は、主に少量のヘリウムと微量のナトリウム、カリウム、酸素で構成されています。これらのガスは、太陽風、放射性崩壊、隕石の衝突、水星の地殻の崩壊に由来します。^{[4] [5]水星の大気は安定しておらず、惑星の熱によって大気中の原子が}宇宙に逃げるため、常に更新されています。

金星の大気は主に二酸化炭素でできている。微量の窒素と、水素、窒素、硫黄、炭素、酸素をベースとした化合物を含むその他の微量元素も含まれている。金星の大気は地球よりも浅いが、はるかに高温で高密度である。温室効果ガスが下層大気を温めると、上層大気が冷やされ、密集した熱圏が形成される。^{[6] [7]}いくつかの定義によれば、金星には成層圏がない。^[要出典]

対流圏は地表から始まり、高度 65 キロメートル (地球では中間圏がすでに到達している高度) まで広がります。対流圏の上部では、温度と圧力が地球と同レベルに達します。地表の風速は数メートル/秒ですが、上層対流圏では 70 メートル/秒以上に達します。成層圏と中間圏は高度 65 キロメートルから 95 キロメートルまで広がります。熱圏と外気圏は高度 95 キロメートルあたりから始まり、最終的には高度 220 キロメートルから 250 キロメートルの大気圏の限界に達します。

金星の表面気圧は地球の約92倍です。大気中の膨大な量のCO2が強い温室効果を生み出し_、表面温度を約470℃まで上昇させ、太陽系の他のどの惑星よりも高温になっています。

火星の大気は非常に薄く、主に二酸化炭素でできており、窒素とアルゴンも少し含まれています。火星の平均表面気圧は 0.6～0.9 kPaで、地球の約 101 kPa と比べて低いです。このため大気の熱慣性ははるかに低く、その結果、火星は強い熱潮汐の影響を受け、大気圧全体が最大 10% 変化します。大気が薄いため、火星の気温の変動も大きくなります。火星の表面温度は、極地の冬の最低気温が約 -140 °C (-220 °F) から、夏の最高気温が 20 °C (70 °F) まで変化します。

バイキングとマーズ・グローバル・サーベイヤーのミッションの間に、火星では「1977年の近日点期間に比べて1997年の近日点期間に全球大気温度がはるかに低い（10～20 K）ことが観測された」ことや「火星の全球遠日点大気は、確立されたバイキングの気候学で示されているよりも寒く、ほこりが少なく、雲が^{多い」ことが観測された。[8} ] 「火星のここ数十年の大気温度は、バイキング・ミッションの期間よりも全体的に寒く、ほこりの量も少ない」 。 ^[9]マーズ・リコネッサンス・オービターは、はるかに短いデータセットを対象としているが、惑星の平均気温の上昇は示されておらず、寒冷化の可能性がある。「MCS MY 28の気温は、 TES MY 24の測定値よりも平均で0.9 K（昼間）と1.7 K（夜間）低い」。^[10]しかし、1999年から2001年の間に観測された火星南極の凍った二酸化炭素層の穴 の変化は、地域的にも局所的にも、南極の氷冠が縮小していることを示唆している。最近の観測では、火星の南極は引き続き溶けていることが示されている。「現在、驚異的な速度で蒸発しています」と、火星探査機カメラの主任研究員であるマイケル・マリン氏は言う。 ^[11]氷の穴は、1年に約3メートル（9.8フィート）ずつ拡大している。マリン氏は、火星の条件は現在、新しい氷の形成に適していないと述べている。あるウェブサイトは、これが火星で「進行中の気候変動」を示していると示唆している。^[12]複数の研究は、これが地球規模の現象ではなく、地域的な現象である可能性を示唆している。^[13]

コリン・ウィルソンは、観測された変動は火星の軌道の不規則性によって引き起こされたと提案している。^{[14]ウィリアム・フェルドマンは、温暖化は火星が}氷河期から抜け出そうとしていることが原因かもしれないと推測している。^[15]他の科学者は、温暖化は砂嵐によるアルベドの変化の結果かもしれないと述べている。 ^{[16] [17]この研究では、}正のフィードバック の結果として、惑星は温暖化し続ける可能性があると予測している。^[17]

2018年6月7日、NASAはキュリオシティ探査車が大気中のメタンの周期的な季節変動と、ケロジェンやその他の複雑な有機化合物の存在を検出したと発表した。^{[18] [19] [20] [21] [22] [23] [24] [25]}

太陽系の外側の 4 つの惑星はすべて巨大惑星です。ガス惑星の木星と土星、氷惑星の天王星と海王星です。これらの惑星には、大気の共通点がいくつかあります。すべての惑星の大気は主に水素とヘリウムで構成されており、臨界圧力を超える圧力で液体の内部に溶け込むため、大気と天体の間には明確な境界がありません。

木星の上層大気は、質量で約 75% の水素と 24% のヘリウムで構成され、残りの 1% は他の元素で構成されています。内部はより密度の高い物質で構成されており、質量でおよそ 71% の水素、24% のヘリウム、5% のその他の元素の分布になっています。大気には、微量のメタン、水蒸気、アンモニア、シリコンベースの化合物が含まれています。また、微量の炭素、エタン、硫化水素、ネオン、酸素、ホスフィン、硫黄も含まれています。大気の最外層には凍結したアンモニアの結晶が含まれており、その下には薄い水の層がある可能性があります。

木星は厚さ約50kmの雲層で覆われている。雲はアンモニアの結晶と、おそらく硫化アンモニウムでできている。雲は対流圏界面にあり、熱帯地域として知られる異なる緯度の帯状に配置されている。これらは、より明るい色合いのゾーンとより暗いベルトにさらに分割される。これらの相反する循環パターンの相互作用により、嵐や乱気流が発生する。雲層で最もよく知られている特徴は大赤斑である。これは、赤道の南22度に位置し、地球よりも大きい持続的な高気圧性 嵐である。2000年、南半球で大赤斑と外観は似ているがサイズが小さい大気の特徴が発生した。この特徴はオーバルBAと名付けられ、レッドスポットジュニアというニックネームが付けられている。

レッドスポットジュニアの嵐の観測は、木星が地球規模の気候変動期にあることを示唆している。^{[26] [27]これは、木星の大気中の低気圧と高気圧の}渦が比較的急速に形成され、その後ゆっくりと浸食され、融合する特徴を持つ、約70年の地球規模の気候サイクルの一部であると仮定されている。これらの渦は、極と赤道の間の熱交換を促進する。それらが十分に浸食されると、熱交換が大幅に減少し、極が冷え、赤道地域が加熱され、地域の気温が最大10 K変化する可能性がある。結果として生じる大きな温度差は大気を不安定にし、それによって新しい渦の形成につながる。^{[28] [29]}

土星の外層大気は、約 93.2% の水素と 6.7% のヘリウムで構成されています。微量のアンモニア、アセチレン、エタン、ホスフィン、メタンも検出されています。木星と同様に、土星の上層雲はアンモニアの結晶で構成されており、下層の雲は硫化アンモニウム(NH ₄ SH) または水で構成されているようです。

土星の大気は、いくつかの点で木星の大気と似ています。木星の大気に似た縞模様を呈し、時折、嵐によって生じる長寿命の楕円形を呈します。木星の大赤斑に類似した嵐の形成である大白斑は、約 30 年の周期で形成される短寿命の現象です。最後に観測されたのは 1990 年です。ただし、土星の対流圏を覆うアンモニアの煙霧のため、嵐と縞模様は木星のものほど目立たず、活発ではありません。

土星の大気には、いくつかの珍しい特徴があります。土星の風は太陽系で最も速く、ボイジャーのデータによると、東風のピークは 500 m/s です。また、土星は暖かい極渦を持つ唯一の惑星であり、地球以外ではハリケーンのような構造の眼壁雲が観測された唯一の惑星です。

天王星の大気は主にガスとさまざまな氷で構成されています。その成分は、約 83% が水素、15% がヘリウム、2% がメタン、微量のアセチレンです。木星や土星と同様に、天王星にも縞状の雲層がありますが、惑星の可視画像を拡大しないと、この雲層は容易には見えません。大型の巨大惑星とは異なり、天王星の上部雲層の温度は 50 Kまで低下するため、アンモニアではなくメタンから雲が形成されます。

天王星の大気では、木星や土星に比べて嵐の活動が少ないことが観測されている。これは、その大気中のメタンとアセチレンのもやが、この惑星を淡い水色の球体のように見えるようにしているからである。^[要出典] 1997年にハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像には、25年に及ぶ天王星の冬から抜け出した大気のその部分で嵐の活動が見られた。嵐の活動が全体的に少ないのは、巨大惑星の中では珍しい、天王星の内部エネルギー生成機構の欠如と関係している可能性がある。^[30]

海王星の大気は天王星の大気と似ています。その成分は、水素約 80%、ヘリウム約 19%、メタン約 1.5% です。しかし、海王星の気象活動は天王星よりはるかに活発で、大気は天王星よりずっと青いです。大気の上層部の温度は約 55 Kに達し、対流圏にメタンの雲が発生し、惑星に群青色を与えます。大気の深部では温度が着実に上昇します。

海王星は極めてダイナミックな気象システムを有し、太陽系で最も風速が高いと考えられている。これは内部の熱の流れによって駆動されている。縞状の赤道領域における典型的な風速はおよそ 350 m/s (地球の室温での音速 343.6 m/s に匹敵する^[31] ) であるが、嵐のシステムでは海王星の大気中では風速がおよそ 900 m/s に達することもある。ユーラシア大陸ほどの大きさのサイクロン嵐システムである大暗斑、大暗斑よりさらに南にある白い雲の集団であるスクーター、南方サイクロン嵐であるウィザードの目/ダークスポット 2 など、いくつかの大規模な嵐システムが特定されている。

地球から最も遠い惑星である海王星は、1980年以降明るさが増加している。海王星の明るさは、その成層圏温度と統計的に相関している。ハメルとロックウッドは、明るさの変化には太陽変動要素と季節要素が含まれていると仮定しているが、太陽変動との統計的に有意な相関は見つからなかった。彼らは、この問題の解決は、今後数年間の明るさの観測によって明らかになると提案している。太陽より下の緯度の変化による強制力は、明るさの平坦化と減少に反映されるはずであり、太陽の強制力は、明るさの平坦化とその後の上昇の再開に反映されるはずだ。^[32]

太陽系の多くの自然衛星のうち、大気圏があることが知られているのは、エウロパ、イオ、カリスト、エンケラドゥス、ガニメデ、タイタン、レア、ディオネ、トリトン、そして地球の月である。ガニメデとエウロパはどちらも非常に希薄な酸素大気圏を持っているが、これはこれらの衛星の表面にある水の氷が放射線によって水素と酸素に分解されて生成されたものと考えられている。イオの大気圏は非常に薄く、主に二酸化硫黄( SO
₂) は、火山活動と太陽光による表面の二酸化硫黄堆積物の昇華によって生じています。エンケラドゥスの大気も極めて薄く、変化に富んでおり、主に水蒸気、窒素、メタン、二酸化炭素で構成されており、これらは氷火山活動によって衛星内部から噴出しています。カリストの極めて薄い二酸化炭素大気は、表面堆積物の昇華によって補充されていると考えられています。

タイタンは、他の衛星と比べて断然大気の密度が高い。実際、タイタンの大気は地球よりも濃く、表面気圧は147 kPaで、地球の1.5倍である。大気は窒素が94.2% 、メタンが5.65%、水素が0.099%で、^[33]残りの1.6%は炭化水素（エタン、ジアセチレン、メチルアセチレン、シアノアセチレン、アセチレン、プロパンを含む）、アルゴン、二酸化炭素、一酸化炭素、シアン、シアン化水素、ヘリウムなどの他のガスから構成されている。炭化水素は、太陽の紫外線によるメタン分解の結果として生じる反応でタイタンの上層大気中に生成され、濃いオレンジ色のスモッグを生み出すと考えられている。タイタンには磁場がなく、土星の磁気圏の外側を周回することがあり、太陽風に直接さらされる。これにより、一部の分子がイオン化され、大気の上層から運び去られる可能性があります。

タイタンの大気は不透明な雲層を支えており、可視波長ではタイタンの表面の特徴を見えにくくしています。隣の写真に見られるもやは、月の反温室効果に寄与し、衛星から太陽光を反射することで温度を下げています。厚い大気は、太陽やその他の光源からの可視波長のほとんどの光がタイタンの表面に到達するのを妨げます。

海王星最大の衛星トリトンには、微量のメタンを含む希薄な窒素大気がある。トリトンの大気圧は約 1 Pa 。表面温度は少なくとも 35.6 K で、窒素大気はトリトンの表面の窒素氷と平衡状態にある。

トリトンの絶対温度は1989年から1998年の間に5%上昇した。^{[34] [35]}地球上で同様の温度上昇は、9年間で約11°C（20°F）の上昇に相当する。「少なくとも1989年以来、トリトンは地球温暖化の時期を迎えている。パーセンテージで言えば、非常に大きな上昇だ」と報告書を発表したジェームズ・L・エリオットは述べた。 ^[34]

トリトンは、数百年に一度しか起こらない異常に暖かい夏を迎えつつある。エリオットと彼の同僚は、トリトンの温暖化傾向は、極地の氷冠による太陽エネルギーの吸収の季節的変化によって引き起こされている可能性があると考えている。この温暖化の理由の1つは、表面の霜のパターンの変化によるものであるというものである。もう1つの説は、氷のアルベドが変化し、太陽からの熱をより多く吸収できるようになったというものである。^[36]ボニー・J・ブラッティらは、気温の変化は、大規模な噴出などの月の地質学的プロセスによる暗赤色の物質の堆積の結果であると主張している。トリトンのボンドアルベドは太陽系内で最も高いため、スペクトルアルベドの小さな変化に敏感である。^[37]

冥王星の大気は極めて薄く、表面の氷に由来する窒素、メタン、一酸化炭素で構成されている。 ^[38] 2つのモデル^{[39] [40]は、冥王星が極めて}楕円形の軌道で太陽から遠ざかっても、大気が完全に凍結して崩壊することはないという結果を示している。しかし、他のいくつかのモデルはこれを示している。冥王星は1周するのに248年かかり、その3分の1以下の時間しか観測されていない。太陽からの平均距離は39AUであるため、冥王星の詳細なデータはまばらで、収集が困難である。冥王星の温度は間接的に推測される。冥王星が恒星の前を通過するとき、観測者は光がどれだけ速く弱まるかを記録する。これから大気の密度を推測し、それが温度の指標として使用される。

1988年には、そのような掩蔽現象が起きた。2002年8月20日の2度目の掩蔽の観測では、冥王星の大気圧が3倍になったことが示唆され、ハンセンとペイジが予測したように、約2℃（3.6℉）の温暖化を示している。 [ ^{41] [42 ]}この温暖化は「地球の温暖化とは関係がない可能性が高い」とジェイ・パサチョフは言う。^[44] ある天文学者は、この温暖化は噴火活動の結果かもしれないと推測しているが、冥王星の温度は楕円軌道に大きく影響されている可能性が高い。冥王星は1989年に太陽に最も近づき（近日点）、それ以来ゆっくりと遠ざかっている。もし熱慣性があれば、近日点を通過した後もしばらくは温暖化すると予想される。^{[45] 「冥王星のこの温暖化傾向は、あと13年は簡単に続く可能性がある」と}デビッド・J・トーレンは言う。^[41]表面の氷が黒ずんでいることも原因かもしれないと示唆されているが、追加のデータとモデリングが必要である。冥王星の表面の霜の分布は、この矮星の高い傾斜角に大きく影響されている。^[46]

褐色矮星の大気は、温度が下がるにつれてM型後期からL型、T型を経て最終的にY型矮星に至るスペクトルを生成する。大気は水素に富み、褐色矮星は質量の70%が水素である。^[47]褐色矮星の大気にはいくつかの化合物が存在し、スペクトル形成におけるその重要性は温度によって変化する。例えばメタンと水蒸気は、より低温の褐色矮星ではより顕著になる。 ^[48]

物理的特性は大気に大きな影響を与える可能性があります。低質量の褐色矮星や惑星質量の天体の表面重力が低いと、大気が化学的に不均衡になる可能性があります。^[49] 金属量は大気中のメタンの量に影響を与える可能性があり、WISEA 1810−1010の極端なケースではメタンの特徴は検出されません。

褐色矮星の大気中の雲のモデルはいくつか存在する。L/T遷移付近では、これらの雲は様々な厚さの鉄、または厚い鉄の雲層の上にある斑状のケイ酸塩雲層で構成されている。 ^[50]一方、後期T型矮星から初期Y型矮星には、クロムと塩化カリウム、およびいくつかの硫化物でできた雲がある。一部のY型矮星の最低温度では、水の雲とおそらくリン酸二水素アンモニウムの雲が存在する可能性がある。^[51]

自由浮遊性の褐色矮星は木星よりも速く自転しており、研究では帯状風の存在が推測されている。褐色矮星2MASS J1047+21の自転周期は1.77 ± 0.04時間で、東に向かって650±310 m/sの強風が吹いている。^[52]

太陽系外の惑星 (太陽系外惑星) のいくつかには大気があることが観測されている。現在、大気の検出は、主星に非常に近い軌道を周回するため、加熱されて広がった大気を持つホット ジュピターやホット ネプチューンがほとんどである。太陽系外惑星の大気の観測には 2 つの種類がある。1 つ目は、透過測光法またはスペクトル法で、惑星が主星の前を通過するときにその大気を通過する光を検出する。2 つ目は、惑星の軌道の大部分で得られる主星と惑星の光と、二次日食 (太陽系外惑星が主星の後ろにあるとき) 中の主星のみの光とを区別することで、惑星の大気からの直接放射を検出する方法である。^{[引用が必要]}

太陽系外惑星の大気の最初の観測は2001年に行われました。^[53] HD 209458 bの大気中のナトリウムは、惑星が恒星を横切る4回の通過中に検出されました。その後のハッブル宇宙望遠鏡による観測では、惑星の周りに水素、炭素、酸素の巨大な楕円形の外層が見られました。この外層の温度は10,000 Kに達します。この惑星は、毎秒（1～5）× 10 ⁸  kgの水素が失われている。このタイプの大気の損失は、約0.1 AUより近い太陽のような恒星を周回するすべての惑星に共通している可能性がある。 ^[54]水素、炭素、酸素に加えて、HD 209458 bの大気には水蒸気があると考えられている。^{[55] [56] [57]}ナトリウムと水蒸気は、別の高温ガス巨大惑星であるHD 189733 bの大気でも観測されている。 ^{[58] [59]}

2013年10月にはケプラー7bの大気中に雲が検出されたことが発表され、^{[60] [61]}、2013年12月にはグリーゼ436 bとグリーゼ1214 bの大気中にも雲が検出されたことが発表された。^{[62] [63] [64] [65]}

2017年5月、100万キロ離れた軌道を周回する衛星からきらめく地球の光が、大気中の氷の結晶からの反射光であることが判明した。^{[66] [67]}これを特定するために使用された技術は、太陽系外惑星を含む遠方の世界の大気を研究するのに役立つ可能性がある。

2001年にHD 209458 bの大気中にナトリウムが検出された。^[53]

2008年、HD 189733 bの大気中に水、一酸化炭素、二酸化炭素^[68]、メタン^[69]が検出されました。

2013年には、 HD 209458 b、 XO-1b、WASP-12b、WASP-17b、WASP-19bの大気中に水が検出されました。^{[70] [71] [72]}

2014年7月、NASAは太陽のような恒星を周回する3つの太陽系外惑星（HD 189733b、HD 209458b、WASP-12b）に非常に乾燥した大気を発見したと発表した。 ^[73]

2014年9月、NASAはHAT-P-11bが比較的雲の少ない大気を持つ初めての海王星サイズの太陽系外惑星であり、また、このような比較的小さな太陽系外惑星であらゆる種類の分子、特に水蒸気が発見されたのは初めてであると報告した。^[74]

分子状酸素（O
₂）は地上望遠鏡で検出できる可能性があり^[75] 、地球物理学的プロセスによって生成されるだけでなく、生命体による光合成の副産物としても生成されるため、有望ではあるが、 O
₂信頼できるバイオシグネチャーではない。^{[76] [77] [78]}実際、O
₂大気中の酸素が大量に存在する環境での生物の進化は、初期の生物が様々な水素化合物を含む酸化還元反応で得られる自由エネルギーに依存していたため^{、困難であった可能性がある} 。
₂酸素が豊富な惑星では、生物はこの自由エネルギーをめぐって酸素と競争しなければならないだろう。^[78]

2015年6月、NASAはWASP-33bに成層圏があると報告した。オゾンと炭化水素は大量の紫外線を吸収し、それらを含む大気の上層部を加熱して温度逆転と成層圏を形成する。しかし、これらの分子は高温の太陽系外惑星の温度で破壊されるため、高温の太陽系外惑星に成層圏があるかどうかは疑問である。WASP-33bで温度逆転と成層圏が確認されたのは、可視光線と紫外線の強力な吸収体であり、高温の大気中でのみ気体として存在できる酸化チタンによるものである。WASP-33bは知られている中で最も高温の太陽系外惑星で、温度は3,200 °C（5,790 °F） ^[79]で、質量は木星の約4.5倍である。^{[80] [81]}

2016年2月、NASAの ハッブル宇宙望遠鏡が55 Cancri eの大気中に水素とヘリウム（およびシアン化水素の兆候）を検出したが、水蒸気は検出されなかったことが発表されました。これはスーパーアース系太陽系外惑星の大気の分析に初めて成功した事例です。 ^[82]

2019年9月、2つの独立した研究調査がハッブル宇宙望遠鏡のデータから、太陽系外惑星K2-18bの大気中にかなりの量の水が存在するという結論を下しました。これは、恒星のハビタブルゾーン内にある惑星としては初めての発見です。^{[83] [84] [85]}

2022年8月24日、NASAはジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるWASP-39bの大気中の二酸化炭素の発見を発表しました。^{[86] [87]}

1000 K以下の温度の太陽系外惑星の大気中の主な炭素含有分子は、一酸化炭素に代わってメタンであるはずだ。メタンは太陽系の天体、直接撮影された若い太陽系外惑星、自由浮遊褐色矮星（T/Y型矮星）で検出されているが、トランジット太陽系外惑星ではほとんど検出されていない。この観察結果は、失われたメタン問題と呼ばれている。一部の研究では、メタンの減少でこれを説明しようとした。最も確実にメタンが検出されたのは、 NIRCamで検出された温かい木星（825 K） WASP-80bの大気中である。この検出は、強いメタンの減少を必要としないモデルと一致している。この検出は、他の機器がメタンを検出するのに必要な波長範囲や精度を持っていなかったことを示唆している。^[88]一方、HD 209458bでメタンが検出されなかったことは、メタンの消失問題がJWSTを持つすべての太陽系外惑星で解決できるわけではないことを示し、メタンが消失した理由を説明する必要がある。その説明には、金属量の高さと炭素と酸素の比の低さが関係していることが多い。^{[88] [89]}

アンモニアの検出についても同様の問題がある。^{[90]メタンとアンモニアは、} WISE 0359−5401などの自由浮遊Y型矮星（T _eff <400 K）で検出される。一方、トランジット系外惑星ではアンモニアがまれにしか見られない。例えば、約300 Kの系外惑星K2-18bではメタンとアンモニアが枯渇していることが示され^{[91] 、} NIRISSとNIRSpecによる最近の観測では、K2-18bのメタンの問題が解決された。観測ではメタンによる強い吸収が示されたが、K2-18bではアンモニアは検出されなかった。^[92]研究チームは、このアンモニアの消失について、特定のガスを吸収する海で説明した。他の研究者はこの海の主張についてより慎重である。^[93]問題の1つは、アンモニアとメタンの吸収が近赤外線で重なることである。アンモニアの吸収はメタンと間違われる可能性があり、 MIRIによる WISE 0359−5401 のように、中赤外線でのアンモニアの検出ははるかに明確です。

もう一つの問題は、木星では強い吸収体であるホスフィン（PH _{3 ）ですが、} WISE 0855−0714、WISE 0359−5401、WISE 1828+2650、2MASS 0415−0935などの同様の冷たい自由浮遊T型矮星やY型矮星には現れません。一つの説明としては、褐色矮星から巨大な太陽系外惑星までの大気中のリンの挙動はよくわかっていないということが挙げられます。^[94]

よりゆっくりと回転する惑星やより厚い大気を持つ惑星の大気循環により、より多くの熱が極に流れ、極と赤道の間の温度差が減少します。^[95]

HD 189733b惑星の周囲には、音速の7倍、地球上で知られている最速の風の20倍に相当する秒速2km以上の風が吹いていることが発見された。^{[96] [97]}

巨大ガス惑星の雲の構成は温度に依存する。雲層は温度が下がると「沈む」。このため、ある太陽系外惑星は、より暖かい太陽系外惑星と比較して、より高い圧力（より低い高度）に雲層を持つ可能性がある。^{[50] [51]高高度の雲は、}化学吸収特性を含む大気のより深い層から来る光を遮ることが多い。通常よりも弱い吸収特性は、透過分光法によって雲の存在を検出する主な方法である。^[98]場合によっては、雲からの吸収は、JWSTによるWASP-17bの石英雲のように直接観測できる。^[99]巨大ガス惑星の出現を予測する1つの方法は、スダルスキーの巨大ガス惑星分類である。しかし、この分類体系は20年以上前のものであり、より最近のモデル^[51]では、クラスIIIおよびクラスIVに薄い雲が予測されることがある。この分類では、夜側に雲がある超高温の木星も考慮されていない。^[100]比較的雲のない大気も存在する。^[101]

褐色矮星と同様に、より高温（クラスVまたは> 900 K）^[51]での構成は、厚い鉄の雲層とその上のケイ酸塩雲（石英、コランダム、フォステライトおよび/またはエンスタタイト）です。この最上層は斑状で、惑星の70-90％を覆います。^{[50] [102]}より低い温度（クラスIII-IVまたは400-1,300 K）では、鉄とケイ酸塩の雲は大気圏深くに沈み、クロム、塩化カリウム、特に硫化物（硫化マンガン、硫化ナトリウム、硫化亜鉛）でできた薄い雲がより重要になります。低温（クラスII <400 K）では、水雲とおそらくリン酸二水素アンモニウムの雲が存在する可能性があります。しかし、この温度では硫化物と塩化カリウムの雲の下層が存在するはずです。^[51]木星や土星のような大気（クラスIまたは<150K）はアンモニア雲が優勢ですが、下層には水雲が存在する可能性があります。^[103]

ウルトラホットジュピターと呼ばれる新しいタイプの太陽系外惑星は、温度が2,000 Kを超え、昼側には雲がなく^[100]、分子が原子やイオンに解離していることが多い。ウルトラホットジュピターの透過スペクトルでは、多種多様な原子線が検出されている。^{[104] [105] [106]}夜側は昼側よりも最大2,500 K低い場合があり、WASP-18bではこの温度低下により境界面に雲が形成される。WASP -18bで雲を形成する境界面の赤道面（昼側から見て西側）では、雲の上部は二酸化チタン、コランダム（酸化アルミニウム）、ペロブスカイト（チタン酸カルシウム）、鉄が主成分の薄い層でできている。雲の垂直部分の大部分は、エンスタタイト、フォステライト、ペリクレース（酸化マグネシウム）、石英、鉄、その他の物質の包有物からなる雲でできている。雲底は、石英主体から鉄主体、コランダム主体、ペロブスカイト主体へと変化していく。これらの底層は約60μmの大きな粒子サイズを持つ。境界面の他の位置では、これらの雲の組成と粒子サイズが変化する。^{[100]昼側の雲のない部分と、境界面/夜側の雲により、これらの超高温木星は}目玉惑星のように見える。

2013年10月にはケプラー7bの大気中に雲が検出されたことが発表され、^{[60] [61]}、2013年12月にはGJ 436 bとGJ 1214 bの大気中にも雲が検出されたことが発表された。^{[62] [63] [64] [65]}

液体（雨）または固体（雪）の形の降水は、大気の温度、圧力、組成、高度に応じて組成が異なります。高温の大気では、鉄の雨^[107]、^{[108] 、およびエンスタタイト、}コランダム、スピネル、ウォラストナイトなどの岩石鉱物からできた雨が降ることがあります。^{[109]巨大ガス惑星の大気深部では、ダイヤモンド[110]}や溶解したネオンを含むヘリウムの雨が降ることがあります。 ^[111]

自由酸素を生成する地質学的および大気的プロセスが存在するため、酸素の検出は必ずしも生命の兆候ではありません。^[112]

生命活動の過程では、化学平衡にない化学物質の混合物が生じるが、非生物的不均衡プロセスも考慮する必要がある。最も強力な大気中のバイオシグネチャーは、分子状酸素（O
₂）とその光化学的副産物であるオゾン（O
₃）。水（H
₂O ) が紫外線によって破壊され、その後水素が流体力学的に逃げることで、暴走温室効果を起こしている恒星に近い惑星に酸素が蓄積する可能性がある。居住可能領域にある惑星の場合、下層大気中の水蒸気の冷却トラッピングによって水の光分解は大幅に制限されると考えられていた。しかし、 H ₂ O の冷却トラッピングの程度は、窒素N ₂やアルゴンなどの大気中の非凝縮性ガスの量に大きく依存する。このようなガスが存在しない場合、酸素が蓄積する可能性は、惑星の集積履歴、内部化学、大気のダイナミクス、および軌道状態に複雑に依存する。したがって、酸素自体は、堅牢なバイオシグネチャーとは見なされない。^{[113]窒素とアルゴンの酸素に対する比率は、}熱位相曲線を調べることによって検出できる^[114]か、晴天（すなわちエアロゾルのない）大気中のレイリー散乱スペクトル勾配のトランジット透過分光測定によって検出できる^{[115] 。}

天体におけるメタンの検出は、地球外生命の証拠（バイオシグネチャー）となる可能性があり、 ^{[116] [117]}生命形成のための有機成分の提供に役立つ可能性があり、^{[116] [118] [119]}また、メタンは、太陽系での将来のロボットおよび有人ミッションの燃料またはロケット推進剤として使用できる可能性があるため、科学技術の関心事です。^{[120] [121]}

• 水星- 希薄な大気には微量のメタンが含まれています。^[122]
• 金星–パイオニア金星大型探査機中性質量分析計によって収集されたデータによると、大気中には60km（37マイル）から地表まで大量のメタンが含まれている可能性がある^[123]
• 月– 表面からガスが放出される^[124]

• 火星–火星の大気には1モルあたり10 nmolのメタンが含まれています。^[125]火星のメタンの発生源は特定されていません。研究によると、メタンは火山、断層、メタン生成菌に由来する可能性があり、^[126]砂嵐や砂嵐による放電の副産物である可能性があり、^[127]紫外線 放射の結果である可能性があります。^[128] 2009年1月、NASAの科学者は、火星の特定の地域でメタンが大気中に頻繁に放出されていることを発見したと発表しました。これにより、これは地表下の生物活動の兆候ではないかと推測する人もいます。^[129] 2012年8月に火星に着陸したキュリオシティローバーは、メタンの異なる同位体を区別することができます。 ^[130]しかし、たとえミッションで火星の微小生命体がメタンの発生源であると判定されたとしても、それはおそらく地表のはるか下、探査機の到達範囲外に存在するだろう。^[131]波長可変レーザー分光計 (TLS)による最初の測定では、着陸地点のメタン濃度は 5 ppb 未満であることが示された。^{[132] [133]} 2014 年 12 月 16 日、NASA は、キュリオシティ探査機が火星の大気中のメタン量の「10 倍の急増」を検出したと報告した。これはおそらく局所的なものであった。「20 か月間に 12 回」行われたサンプル測定では、2013 年後半から 2014 年初頭にかけて増加が見られ、「大気中のメタン濃度は 10 億分の 7」と平均していた。その前後の測定値は、平均してその 10 分の 1 程度であった。^{[134] [135]}濃度の急増は、火星が未知の発生源から断続的にメタンを生成または放出していることを示唆している。^[136]エクソマーズ微量ガス探査機は2018年4月からメタンおよびその分解生成物であるホルムアルデヒドやメタノールの測定を開始する予定である。
• 木星– 大気中には3000±1000ppmのメタンが含まれている^[137]
• 土星– 大気中には4500±2000ppmのメタンが含まれている^[138]
  • エンケラドゥス– 大気中には1.7%のメタンが含まれている^[139]
  • イアペトゥス^[要出典]
  • タイタン– 大気中には1.6%のメタンが含まれており、地表では数千のメタン湖が検出されています。^{[140]上層大気では、メタンは}アセチレンを含むより複雑な分子に変換され、この過程で分子状水素も生成されます。アセチレンと水素が地表近くでメタンにリサイクルされているという証拠があります。これは、異質な触媒または未知の形態のメタン生成生命体の存在を示唆しています。^[141]季節の変化によって引き起こされたと思われるメタンのシャワーも観測されています。^[142] 2014年10月24日、タイタンの極地の雲でメタンが発見されました。^{[143] [144]}

タイタンのメタンでできた極雲（左）と地球の極雲（右）の比較。

• 天王星– 大気中に2.3%のメタンが含まれる^[145]
  • アリエル– メタンはアリエルの表面の氷の成分であると考えられている
  • ミランダ^[要出典]
  • オベロン– オベロンの表面氷の約20%はメタン関連の炭素/窒素化合物で構成されています
  • チタニア- チタニアの表面氷の約20％はメタン関連の有機化合物で構成されています^[要出典]
  • ウンブリエル– メタンはウンブリエルの表面氷の成分である
• 海王星- 大気中には1.5±0.5%のメタンが含まれている^[146]
  • トリトン– トリトンには希薄な窒素大気があり、表面近くには少量のメタンが存在する。^{[147] [148]}
• 冥王星–冥王星の表面の分光分析により、痕跡量のメタンの含有が明らかになった^{[149] [150]}
  • カロン– カロンにはメタンが存在すると考えられているが、完全には確認されていない^[151]
• エリス- 天体からの赤外線によりメタン氷の存在が明らかにされた^[152]
• ハレー彗星
• 百武彗星- 地上観測により彗星内にエタンとメタンが発見された^[153]
• 太陽系外惑星– 太陽系外惑星HD 189733bでメタンが検出されました。これは太陽系外惑星で有機化合物が初めて検出された例です。この惑星の高温 (700 °C) は通常、一酸化炭素の形成を促進するため、その起源は不明です。^[154]研究によると、太陽系外惑星の大気に衝突する流星体によってメタンなどの炭化水素ガスが追加され、実際には生命が住んでいないにもかかわらず、太陽系外惑星に生命が住んでいるように見える可能性があります。^[155]
• 星間雲^[156]
• M型星の大気。^[157]