Il tempo medio nel quale un particolare atomo (o molecola) è presente nell’atmosfera è chiamato residence time ed è molto piccolo (tipicamente poche ore). Perché un’atmosfera sia in equilibrio chimico ogni costituente deve essere continuamente rimpiazzato.
Possiamo proporre una panoramica dei fenomeni principali con i quali ogni costituente viene eliminato o prodotto, e vedere più in dettaglio i casi più interessanti:

• precipitazioni (condensazione);
• soluzione in liquidi e, più lentamente, nei solidi;
• fuga termica; perché qualsiasi corpo riesca a fuggire dal campo gravitazionale di un pianeta di massa M, esso deve raggiungere la velocità di fuga. È data da:. La frazione di ciascun costituente che ha velocità di fuga dipende dalla distribuzione delle velocità molecolari alla base dell’esosfera. Questa si può valutare dalla ben nota distribuzione di Maxwell, il cui picco definisce anche la velocità più probabile (v_mps) che le particelle possono assumere:. Anche per velocità più probabile minore della velocità di fuga, un numero di particelle più o meno consistente che si trova nella "coda" della maxwelliana avrà velocità tale da poter fuggire nello spazio. Per questo fatto si usano confrontare la velocità più probabile non con la velocità di fuga ma con un sesto di essa:. Se questa condizione è rispettata, in un lasso di tempo sufficientemente lungo una atmosfera perderà gran parte del componente chimico con quella velocità più probabile Come si vede, questo processo è mass selective, cioè distingue le particelle a seconda della massa. Il grafico spiega la mancanza di atmosfera per Plutone, la Luna, Mercurio, il fatto che Marte ha una tenue atmosfera di CO₂, e perché la Terra e Venere hanno un’atmosfera più densa.

  La preminenza della temperatura in questo processo porta al nome di fuga termica.

• impatti con particelle cariche da magnetosfera o vento solare: se un pianeta non possiede magnetosfera le molecole ionizzate possono essere rimosse anche dal campo magnetico solare.
  Nelle prime fasi del Sistema Solare, quando il Sole stava attraversando la sua fase T Tauri, il maggiore flusso di fotoni UV generò una grande riserva di ioni nell’esosfera e il vento solare più forte fu più efficace nel rimuoverli.
• blow-off o impact erosion; specie nelle prime fasi del Sistema Solare, gli impatti con planetesimi e meteoriti dovevano essere più frequenti. Se l’impattore aveva dimensioni maggiori dell’altezza di scala isoterma del corpo impattato, praticamente tutta l’atmosfera di quest’ultimo poteva essere rimossa nello spazio: questo è chiamato blow-off.
  Impattori più piccoli potrebbero aver causato perdite minori, abbassando l’altezza di scala isoterma e permettendo a corpi sempre più piccoli di fare danni sempre maggiori. Questo è chiamato impact erosion.
  Entrambi questi processi non sono mass selective.
• fuga chimica; alcuni tipi di reazioni chimiche possono aumentare l’energia cinetica, e quindi la velocità, dei prodotti delle reazioni. Un esempio può essere la fotodissociazione dell’azoto molecolare: nella quale gli atomi di azoto acquistano una notevole velocità. Questo processo di fuga chimica si aggiunge alla già discussa fuga termica.
• fuga idrodinamica; l’idrogeno atomico e molecolare possono sfuggire molto facilmente dalle atmosfere, perché sono poco pesanti. Se c’è una grande quantità di idrogeno che fugge, il flusso può intrappolare altre molecole e trascinarle con sé nel processo chiamato fuga idrodinamica. È un processo mass selective, perché particelle di massa minore possono venire intrappolate più facilmente. Anche questo processo si pensa che sia stato importante nelle prime fasi del Sistema Solare.
• ossidazione
• formazione di clatrati in acqua.

• evaporazione o sublimazione;
• degassing (l’inverso della soluzione);
• outgassing (da attività vulcanica);
• arricchimento da vento solare o da corpi ricchi di composti volatili.