해리 제품 H와 O의 형태로 물의 탈출은 지금 일어나고 지난 35 억 년 동안 상당한 양의 물을 제거해야합니다. 대기와 SNC 운석 및 탈출 유속 계산에서 D/H 및 18O/16O의 동위원소 비율은 해당 기간 동안 탈출한 양에 다소 약한 제약 조건을 제공합니다. 물 손실 범위의 추정에 상한은 동등한 글로벌 바다의 30-50 m까지. 이 금액은 현재 극성 캡및 regolith에 저장된 금액의 추정치와 거의 비슷합니다. 지구상에서 수소의 대기 탈출은 청바지 탈출 (~ 10 – 40 %), 전하 교환 탈출 (~ 60 – 90 %), 극성 바람 탈출 (~ 10 – 15 %) 현재 약 3kg / s의 수소를 잃고 있기 때문입니다.] 1] 지구는 또한 주로 극지 바람 탈출을 통해 헬륨의 약 50g /s를 잃는다. 다른 대기 성분의 탈출은 훨씬 작습니다. [1] 2017년 일본의 한 연구팀은 지구에서 온 달에 소수의 산소 이온이 있다는 증거를 발견했습니다. [10] 비열 상호 작용으로 인해 이스케이프도 발생할 수 있습니다. 이러한 프로세스의 대부분은 광화학 또는 전하 입자 (이온) 상호 작용으로 인해 발생합니다. https://github.com/VirtualPlanetaryLaboratory/atmos 표 1. TRAPPIST-1 대기 탈출을 위한 모델 입력으로서 항성 및 행성 계통 파라미터는 행성 대기 가스를 우주로 잃는다. 여러 가지 메커니즘이 대기 탈출을 담당할 수 있습니다.
이러한 프로세스는 열 이스케이프, 비열(또는 suprathermal) 탈출 및 충격 침식으로 나눌 수 있습니다. 각 손실 과정의 상대적 중요성은 행성의 탈출 속도, 대기 구성 및 태양으로부터의 거리에 따라 달라집니다. 탈출은 분자 운동 에너지가 중력 에너지를 극복 할 때 발생합니다. 즉, 분자는 행성의 탈출 속도보다 빠르게 움직일 때 탈출할 수 있습니다. 외계 행성에서 대기 탈출 속도를 분류하는 것은 대기가 지속되는지 여부를 결정하는 데 필요하며, 따라서 외계 행성의 거주 가능성과 생명의 가능성을 결정합니다. 거주성에 영향을 미칠 수 있는 TRAPPIST-1 행성 계통의 측면을 모델링하기 위한 많은 노력이 있었습니다. 이들은 항성 진화의 효력을 포함했습니다 (볼몬트 외. 2017) 및 행성 형성 (Quarles et al.
2017). 행성 대기 모델은 기후와 대기 구성을 평가하는 데 사용되었습니다.