direita|miniaturadaimagem|300x300px| Principais características do Sistema Solar (impressão artística fora de escala) miniaturadaimagem| Gráfico da velocidade de escape e a temperatura da superfície de alguns objetos do Sistema Solar, mostrando quais gases são retidos. Os objetos são desenhados em escala e suas coordenadas cartesianas estão nos pontos pretos no meio deles. O estudo de atmosferas extraterrestres é um separado e ativo campo de estudo de atmosferas que também é abordado pela astronomia para obter uma visão das características da atmosfera da Terra. Além da Terra, muitos dos outros objetos astronômicos do Sistema Solar têm atmosferas. Estes incluem todos os gigantes gasosos, assim como Marte, Vênus e Plutão. Várias luas e outros corpos também têm atmosferas, como os cometas e o Sol. Há evidências de que os planetas extra-solares podem ter uma atmosfera. As comparações dessas atmosferas entre si e com a atmosfera da Terra ampliam nossa compreensão básica dos processos atmosféricos, como o efeito estufa, a física dos aerossóis e das nuvens, a química e a dinâmica da atmosfera.
Planetas
Planetas telúricos
Mercúrio Devido ao seu pequeno tamanho (e sua pequena gravidade), Mercúrio não tem atmosfera substancial. Sua atmosfera extremamente fina consiste principalmente de uma pequena quantidade de hélio e vestígios de sódio, potássio e oxigênio. Esses gases derivam do vento solar, decaimento radioativo, impactos de meteoros e quebra da crosta de Mercúrio. A atmosfera de Mercúrio não é estável e está em constante mudança por causa de seus átomos que escapam para o espaço como resultado do calor do planeta.
Vênus direita|miniaturadaimagem| Atmosfera de Vênus em UV, pela Orquestra Venusiana Pioneira em 1979 A atmosfera de Vênus é composta majoritariamente de dióxido de carbono. Esta contém quantidades menores de nitrogênio e traços de outros elementos, incluindo compostos baseados em hidrogênio, nitrogênio, enxofre, carbono e oxigênio. A atmosfera de Vênus é muito quente e é mais densa do que a da Terra, embora seja mais baixa. Como os gases de efeito estufa aquecem a atmosfera mais baixa, eles esfriam na atmosfera superior, levando a compactar-se na termosfera.
A troposfera começa na superfície e se estende até uma altitude de 65 quilômetros (uma altitude na qual a mesosfera já foi alcançada na Terra). No topo da troposfera, a temperatura e a pressão alcançam níveis semelhantes aos da Terra. Ventos na superfície se movem de alguns metros por segundo a 70 m/s ou mais na alta troposfera. A estratosfera e a mesosfera se estendem de 65 km para 95 km de altura. A termosfera e exosfera começam a cerca de 95 quilômetros, chegando ao limite da atmosfera em cerca de 220 a 250 km.
A pressão do ar na superfície de Vênus é cerca de 92 vezes a da Terra. A enorme quantidade de CO2 na atmosfera cria um forte efeito estufa, elevando a temperatura da superfície para cerca de 470°C, sendo mais quente que qualquer outro planeta do Sistema Solar.
Marte A atmosfera marciana é muito fina e composta principalmente de dióxido de carbono, com nitrogênio e argônio. A pressão superficial média em Marte é de 0,6 a 0,9 kPa, em comparação com cerca de 101 kPa para a Terra. Isso resulta em uma inércia térmica atmosférica muito menor e, como consequência, Marte está sujeito a fortes marés térmicas que podem alterar a pressão atmosférica total em até 10%. A fina atmosfera também aumenta a variabilidade da temperatura do planeta. As temperaturas da superfície de Marte variam de baixas de aproximadamente −140°C durante os invernos polares a máximas de até 20°C no verão. direita|miniaturadaimagem|224x224px| A atmosfera tênue de Marte visível no horizonte. esquerda|miniaturadaimagem|200x200px| Poços na calota polar sul, MGS 1999, NASA Entre as missões Viking e Mars Global Surveyor, foi notado que Marte se tornou muito mais frio (10 a 20 K) que as temperaturas atmosféricas globais observadas durante os períodos de 1997 e 1977 e que a atmosfera global de Marte é mais fria, menos poeirenta e mais nublada do que o indicado pela climatologia estabelecida pela missão Vinking, com temperaturas atmosféricas geralmente mais baixas e menor carga de poeira nas últimas décadas em Marte do que durante a Missão Viking. O Mars Reconnaissance Orbiter, embora abranja um conjunto de dados muito menor, este não mostra nenhum aquecimento da temperatura média planetária ou um possível resfriamento. No entanto, observações entre 1999 e 2001 mostram mudanças nos poços da camada de dióxido de carbono congelada no pólo sul de Marte, e que sugerem que a calota está encolhendo. Observações mais recentes indicam que o pólo sul de Marte continua a derreter. "Está evaporando agora a uma taxa prodigiosa", diz Michael Malin, investigador principal da Mars Orbiter Camera. Os poços no gelo estão crescendo cerca de 3 metros por ano. Malin afirma que as condições em Marte não são atualmente condutivas à formação de novas porções de gelo. Um site sugeriu que isso indica uma mudança climática em andamento em Marte e vários estudos sugerem que isso pode ser um fenômeno local e não global.
Colin Wilson propôs que as variações observadas são causadas por irregularidades na órbita de Marte. William Feldman especula que o aquecimento pode existir porque Marte pode estar saindo de uma era do gelo. Outros cientistas afirmam que o aquecimento pode ser resultado do albedo das tempestades de poeira. O estudo prevê que o planeta poderia continuar a aquecer, como resultado das observações.
Em 7 de Junho de 2018, a NASA anunciou que a sonda Curiosity detectou uma variação sazonal cíclica de metano na atmosférico, bem como a presença de querogênio e compostos orgânicos complexos.
Gigantes gasosos Os quatro planetas exteriores do Sistema Solar são gigantes gasosos. Eles compartilham algumas semelhanças atmosféricas entre si. Todos têm atmosferas que são principalmente hidrogênio e hélio e que se misturam no interior líquido a pressões maiores que a pressão crítica, de modo que não há limites claros entre a atmosfera e o corpo "massivo".
Júpiter miniaturadaimagem|275x275px| Oval BA à esquerda e a Grande Mancha Vermelha à direita. A atmosfera superior de Júpiter é composta por cerca de 75% hidrogênio e 24% hélio, com os restantes 1% constituídos por outros elementos. O interior contém materiais mais densos, de modo que a distribuição é de aproximadamente 71% hidrogênio, 24% hélio e 5% de outros elementos. A atmosfera contém vestígios de metano, vapor de água, amônia e compostos à base de silício. Há também vestígios de carbono, etano, sulfeto de hidrogênio, néon, oxigênio, fosfina e enxofre. A camada mais externa da atmosfera contém cristais de amônia congelada, possivelmente revestidos por uma fina camada de água.
Júpiter é coberto com uma camada de nuvens de cerca de 50 km de profundidade. As nuvens são compostas de cristais de amônia e possivelmente de hidrossulfeto de amônio (NH4SH). As nuvens estão localizadas na tropopausa e são organizadas em faixas de diferentes latitudes, conhecidas como regiões tropicais. Estes são subdivididos em zonas de tons mais claros e cintos mais escuros. As interações desses padrões de circulação conflitantes causam tempestades e turbulências. A característica mais conhecida da camada de nuvens é a Grande Mancha Vermelha, uma persistente tempestade anticiclônica localizada a 22° ao sul do equador, com tamanho maior que a Terra. Em 2000, uma característica atmosférica se formou no hemisfério sul que é similar em aparência à Grande Mancha Vermelha, mas menor em tamanho. A nova mancha foi nomeada Oval BA e foi apelidada de Red Spot Junior (Mancha Vermelha Júnior).
Observações da tempestade Red Spot Jr. sugerem que Júpiter pode estar em um período de mudança climática global. Esta hipótese é parte de um ciclo climático global de aproximadamente 70 anos, caracterizado pela formação relativamente rápida e subsequente erosão e fusão de vórtices ciclônicos e anticiclônicos na atmosfera de Júpiter. Esses vórtices facilitam a troca de calor entre os polos e o equador. Se tiverem sido suficientemente erodidas, a troca de calor é fortemente reduzida e as temperaturas regionais podem variar até 10 K, com os polos esfriando e a região do equador esquentando. O grande diferencial de temperatura resultante desestabiliza a atmosfera e, assim, leva à criação de novos vórtices.
Saturno A atmosfera externa de Saturno consiste em cerca de 93,2% de hidrogênio e 6,7% de hélio. Quantidades vestigiais de amônia, acetileno, etano, fosfina e metano também foram detectadas. Assim como Júpiter, as nuvens superiores em Saturno são compostas de cristais de amônia, enquanto as nuvens de nível inferior parecem ser compostas de hidrossulfeto de amônio ou água.
A atmosfera de Saturno é de várias maneiras semelhante à de Júpiter. Exibe um padrão de bandas semelhante ao de Júpiter e ocasionalmente exibe ciclones ovais de duração longa causados por tempestades. Uma formação de tempestade análoga à Grande Mancha Vermelha de Júpiter, a Grande Mancha Branca, é um fenômeno de curta duração que se forma com uma periodicidade de aproximadamente 30 anos. Foi observado pela última vez em 1990. No entanto, as tempestades e o padrão de bandas são menos visíveis e ativos do que os de Júpiter, devido à neblina amoniacal sobreposta na troposfera de Saturno.
A atmosfera de Saturno tem várias características incomuns. Seus ventos estão entre os mais rápidos do Sistema Solar, com dados da Voyager indicando ventos de leste de 500 m/s. É também o único planeta com um vórtice polar quente e é o único outro planeta, que não a Terra, onde as nuvens que formam o olho do furacão foram observadas em estruturas semelhantes a furacões .
Urano A atmosfera de Urano é composta principalmente de gás e gelo de várias substâncias. É composta por cerca de 83% de hidrogênio, 15% de hélio, 2% de metano e vestígios de acetileno. Como Júpiter e Saturno, Urano tem uma camada de nuvem com faixas, embora isso não seja facilmente visível sem o aprimoramento das imagens visuais do planeta. Ao contrário dos gigantes gasosos maiores, as baixas temperaturas na camada superior da nuvens do planeta chegam até 50 K, causam a formação de nuvens a partir do metano em vez da amônia.
Menos atividades tempestuosas tem sido observadas na atmosfera de Urano do que as comumente observadas em Júpiter ou Saturno, e, devido à neblina de metano e acetileno em sua atmosfera, esta acaba fazendo com que o planeta se pareça com um globo azul claro e sem muitas variações na aparência. Imagens tiradas em 1997 com o Telescópio Espacial Hubble mostraram a atividade de tempestades na parte da atmosfera que emerge do inverno uraniano de 25 anos. A falta de atividades tempestuosas em geral podem estar relacionadas à falta de um mecanismo interno de geração de energia para Urano, sendo uma característica única entre os gigantes gasosos.
Netuno direita|miniaturadaimagem|150x150px| Grande Mancha Escura (acima), Pequena Mancha Escura (em baixo) e Scooter (nuvem branca entre as duas). A atmosfera de Netuno é semelhante à de Urano. É cerca de 80% de hidrogênio, 19% de hélio e 1,5% de metano. No entanto, a atividade em Netuno é muito mais ativa, e sua atmosfera é muito mais azul que a de Urano. Os níveis superiores da atmosfera atingem temperaturas de cerca de 55 K, dando origem a nuvens de metano em sua troposfera, o que dá ao planeta sua cor ultramarina. As temperaturas sobem a medida que a profundidade aumenta na atmosfera.