是什么造成了行星卫星之类的大气之间物质构成的差异如此巨大？ 第1页

题主问了个蛮大的问题——不是问某个具体的行星，而是所有行星大气的共同规律。

而且，行星大气这个领域也相当的前沿——相信若干年之后，行星大气研究领域可能会有震惊世界的重大发现——许多研究者相信如果真的存在太阳系外生命的话，未来人类第一次发现系外生命，很可能就是通过研究行星大气实现的（ @刘博洋 ）。关于这一点我在后面会详细介绍。

宇宙之大，无奇不有。最近几十年，随着大量系外行星被陆续发现，各种奇葩行星颠覆了人们基于太阳系经验而形成的传统认知：比如宇宙中最早发现的一颗系外行星，居然是围绕脉冲星运转的——在此之前，天文学家一般认为在形成脉冲星的超新星爆发中，所有行星都会灰飞烟灭；又比如某些行星的温度，高到其大气层中有铁的蒸汽，并时不时地下一阵铁雨。

问题挺复杂，不是一两个回答或一两篇论文能解决的，所以在这里我只能泛泛而谈，定性地只讨论一下太阳系行星（及卫星）大气一些最基本的规律。

在开始具体讨论行星之前，我们需要先了解一下用来制造行星的原始材料，因为了解了它，后面的分析才会变得容易理解。

宇宙中各种元素的含量：

氢和氦一共占98%，在其余的约90种统称为金属的天然元素（天文学上把除氢氦以外的所有元素统称为金属）中，氧、碳、氖、铁、氮等少数几种又占了绝大部分。

恒星与行星诞生于星云中，这些星云的元素构成，基本上等同于整个宇宙的元素构成。

虽然两个氢原子相遇，或者氢原子遇到氧原子，或者氧原子遇到碳原子，会很容易结合成分子，但是它们面临的最大难题是绝大多数星云中粒子密度极低，比人类在地球上所制造的最空的真空还要空——因此这些粒子很少有机会遇到另一个粒子，因此它们绝大部分是以单原子或电离的离子的形式存在的。

而当星云开始坍缩成恒星与行星时，由于密度逐渐升高，基本上有化学活性的原子都会在坍缩过程中结合成分子。

在地球上，我们把各种原子混在一起进行化学反应时，会优先发生那种放热更多、反应产物更稳定的反应，这是因为地球上物质的密度足够大；在星云中则不同，因为星云的初始密度比较低，星云中化学反应的主要矛盾不是反应的能量问题而是参与反应的原子浓度太低的问题，因此，星云内的化学反应，基本取决于各元素的相对浓度。

依据各种元素在星云中的浓度，我们可以很容易想到：

1、星云中最多的元素是氢，而氢原子在寻找自己“另一半”的时候，最大概率是遇到另一个氢原子，结合成氢分子。因此氢分子是宇宙中最多的分子，行星形成时的最主要原料就是氢分子和氦原子，它们与其余所有材料比，多2到n个数量级。

2、其余各种有化学活性的元素，在形成分子的时候，最大的概率仍然是首先遇到氢原子或氢分子，形成这些元素的氢化物：羟基自由基HO、水H2O、次甲基自由基CH、甲烷CH4、一氮化氢NH、氨基自由基NH2、氨NH3等等，其中的各种自由基在化学上极不稳定，它们倾向于进一步和氢反应生成水、甲烷和氨（较高概率），或者与别的原子或分子结合成更复杂的化合物（较低概率）。铁难以和氢反应生成稳定化合物，硅的氢化物在形成行星的温度条件下（数千K）也不稳定，因此铁和硅通常不以氢化物形态存在。因此，行星形成时次要的原料是“冰”（天文学上把水、甲烷、氨等挥发性物质统称为冰）和氖原子、铁及其化合物、硅及其化合物（岩石）等等。它们与氢氦比是少2个以上数量级关系，但与其余所有物质比则是多1个以上数量级的关系。

3、由于氧、碳、氮在形成分子时，几乎都消耗在形成氢化物上了，所以在行星形成过程中，两个氧原子结合成氧分子O2、氮原子结合成氮分子N2、氧和碳结合成二氧化碳CO2的几率是不高的，这些成分在制造行星的原料中含量微乎其微。

关于这一点，可能会有一些人质疑，比如曾经有一个研究者在和我讨论时提出，因为水比较容易光解，而二氧化碳则要稳定得多，因此水光解产生的游离氧会和游离碳或甲烷反应生成二氧化碳。

但他忽略了一些重要事实：首先，一个附近有大恒星或其它强辐射源因而光解作用强烈的星云，温度也通常比较高，辐射那么强，所以这种星云更有可能是电离氢区而非分子云；而那些化合物含量丰富的分子云，通常光解作用也十分缓慢；要想一个星云正好处于水分子难以稳定存在而二氧化碳却能稳定存在的状态，其边界条件太苛刻，概率是不高的。其次，水即使被光解产生了游离的氧，这个氧原子依然是大概率再次遇到氢而生成水，恰好遇到碳原子生成二氧化碳的机会，要少三个数量级以上。第三，在中心恒星已经形成，而行星尚未形成的阶段，确实可能会有一部分水被中心恒星的辐射光解产生游离氧，而此时类地行星胚胎因为质量不足难以吸积氢氦，因而拥有高浓度的甲烷，可以与游离氧反应生成一些CO2，但这个时间太短（通常不超过一千万年），所产生的CO2数量十分有限。

对此问题有兴趣深究的朋友还可以看一下：

@土豆泥 的回答中提到：

“我们可以知道，如果氮来自于包合物或者氮气分子的释放，太阳系的惰性气体原始核素
Ar-36和Ar-38应该存在于土卫六大气层中，然而二者在大气层中的含量非常少（和），根据计算，必须要达到40 K的低温才不会使这两种同位素散逸。这项结果说明氮并不来源于氮气的释放。”
“土卫六大气层中氘和氢（D/H）的比值是，这个数值要比彗星中的值低接近1.5倍（Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere），这个差别基本否定了彗星提供大气成分的说法。
那么只有一种可能了，就是来源于氨（NH3）。”

其实类地行星大气中的N2、CO2等，基本上都是在行星已经形成后，由H2O、NH3、CH4等高丰度原生气体经过行星化学过程产生的次生气体，在行星原始大气中是几乎不存在的。这个问题在后面还会进一步分析。

了解了制造行星的原材料，现在可以就具体的行星进行分析了。

一、类木行星（气巨星和冰巨星）

气巨星都是巨无霸（木星：318倍地球；土星：95倍地球），其引力强大到足以吸附靠近它的任何原子与分子，因此气巨星的化学组成大致与原始材料相近，也与恒星的成分相近：几乎都是氢和氦（氢氦占比＞90%）。它们与恒星的主要区别是，恒星上的元素基本上都是等离子态，而气体巨行星上的氢和氦主要存在形式是气态的氢分子和氦原子（外层，即通常所说的大气层）、氢氦组成的超临界流体及金属氢（内层）。

虽然整个星球的元素比例与原始星云相近，但气巨星大气层的氦的占比要低于原始星云，而“金属”（天文学上将除氢氦以外所有其它元素都叫金属）含量则更是低许多。这可以用重力分层来解释：较重的元素倾向于沉在内核，留下更高比例的氢在大气层顶部。

与气巨星相比，冰巨星小了许多（海王星：17倍地球；天王星：14.5倍地球），它们虽然也能吸附一些氢分子和氦原子这样的低分子量的气体，但吸附能力较气巨星弱了不少，因此冰巨星的整体元素含量中，氢氦比例要低许多（天王星、海王星：约20%的氢和氦），“冰”的含量大幅度提高。据研究，天王星和海王星在大气层之下的内层，有着由“冰”组成的海洋。

有一点需要澄清的：虽然冰巨星所含的“冰”的比例较高，但这并不意味着冰巨星在形成过程中比气巨星吸附了更多的“冰”。事实上，气巨星质量巨大，来者通吃，它们在吸附大量氢氦的同时，也比冰巨星吸附了绝对数量更多的“冰”，只是因为氢氦的原料供应太多，使得“冰”所占比例少而已。

尽管冰巨星上有着很高比例的“冰”，但冰巨星的大气层仍然是以氢氦为主的——“冰”的密度太高，大部分都沉到内部去了。

总之，巨行星的大气种类比较简单，无论是气巨星还是冰巨星，基本就是氢和氦为主。气巨星是因为构成行星的原始材料就是以氢氦为主的而它们又对这些原始材料照单全收；冰巨星虽然金属占比高了许多但金属密度也高很多，所以氢氦都浮在顶部构成大气层。

二、类地行星、矮行星及较大的卫星。

这些天体相对于巨行星来说太小，都不足以吸附氢和氦，因此它们的一个显著共同点是其大气层都不含氢氦。这些类地天体在形成时，主要原料通常是“冰”、氖、铁和岩石（硅的化合物）。

至于“冰”和氖（铁和岩石不能构成大气层）是否能吸附/留存，以及留存哪些成分、哪些成分会逃逸，则高度依赖于天体的质量及温度（温度主要由与太阳的距离决定）。

这些星球的大气成分，除了引力和温度的影响外，行星化学过程也起了很大作用。另外，火山和磁场也是一个不可忽略的因素。

前面提到，题主的这个问题很复杂，主要就复杂在这些类地天体上。

类地天体的大气可以划分为两类：

质量较大的，以及质量中等但温度较低的星球，可以保有永久性大气。在太阳系中，拥有永久性大气的行星质量天体，除了4个巨行星外，已知还有地球、金星、火星、土卫六、海卫一、冥王星。

而那些质量中等却温度高的，或者质量太小的，引力不足以永久留住任何一种气体分子，它们之所以还有大气是因为从固体的内部不断有气体挥发出来，或者有外部的气体补充源（例如太阳风），这些气体分子在逃逸之前会被引力短暂吸附一段时间。这种非永久性大气通常都极其稀薄，以至于我们谈论这些星球时通常都将它们视为没有大气层的，除非你是要专门研究它们的大气。典型的例子：水星、月球、木卫一、木卫二、木卫三、土卫二。

永久性大气与非永久性大气没有严格的界限，判断的大致标准是：即使补充中止，在太阳系年龄/寿命的时间尺度上这些气体仍至少有一部分持续留存，就可以认为是永久性的。

另一方面，即使拥有永久性大气层的星球，其大气中某些成分也不一定是永久的。例如金星拥有十分浓密的永久性大气层，但金星大气中的水蒸气（通常认为金星早期是有水和水蒸气的）却非永久性的，目前几乎已丧失殆尽；地球大气中的氧气也不是永久性气体，如果地球上的光合作用生物灭绝，氧气将会在数千万年内全部消失（通过氧化其它物质而被消耗）。

鉴于非永久性大气层通常过于稀薄，我认为讨论它的意义不大，因此本回答只分析拥有永久性大气层的天体。

A、类地天体大气共同规律一：剩者为王

前面提到，气巨星会对原始星云原料照单全收，但从冰巨星开始，较小的星球就做不到这一点，一些分子量低的成分首先会逃逸。

我们知道，气体的温度是气体分子平均动能的标度，而动能是速度的函数，气体温度越高，其分子的平均运动速度也就越高，而当分子运动速度超过星球的逃逸速度（第二宇宙速度）时，它会逃离星球。

因此，对于除气巨星以外的行星，星球的质量（影响逃逸速度）和温度（影响气体分子运动速度）对大气层的浓度和成分有特别重大的影响。

我们知道，分子动能不仅和速度的平方成正比，还和分子质量成正比，因此对于相同温度（因而分子平均动能相同）的气体，分子量更大则意味着分子的运动速度更低，更不容易逃逸。

一个典型的例子，宇宙中惰性气体氦比氖多两个数量级以上，而氖又比氩多一个数量级以上，但类地行星地球、金星和火星大气中三者的含量却是完全颠倒过来的：几乎没有氦，氖也只有微量，而氩却成为大气的一种主要成分（地球大气中含有近1%的氩气，氮、氧、氩三种成分占了大气的99.94%，比其它所有成分加起来还高若干数量级。而火星大气中氩的含量更高）。导致这个现象的原因，主要就是重力与温度的共同影响：在地球的质量与温度尺度下，分子量大于等于28的气体（代表：氮气）可以较多的留存而不会全部逃逸，分子量小于等于20的气体（代表：氖气）几乎都不能留存（在地球上，分子量只有18的水蒸气是一个特殊的例外，后面会专门分析）。

另一个例子，金星和火星大气都是以二氧化碳为主，导致这种局面的一个很重要的因素就是二氧化碳的分子量高达44，是一种特别重的分子，它们即便在金星这样高温的天体上，或者在火星这种比地球小很多的天体上，都能长期大量留存。

除了星球的引力、温度对大气层的浓度和成分影响巨大外，前面还提到，是否有火山活动，是否有磁场或处于另一个星球的磁场中，这些对星球的大气也有不小影响，在这里就不详细讨论了，感兴趣的朋友可以看我的另一个回答：

B、类地天体大气共同规律二：稳定为王

这里所说的稳定是指气体的化学稳定性，主要包括普通的化学反应稳定性，以及光化学稳定性。

普通的化学反应稳定性，相信大家很容易理解。一种气体如果非常容易与天体上的其它物质发生化学反应，那么它肯定是不能长期存在的。

例如氟气（F2）。氟在宇宙中含量不算多，但也不算特别少，但我相信宇宙中应该没有任何一个天体上有高浓度的氟气，因为氟会和绝大多数元素发生反应，生成非气体的化合物。

另一个例子是氧气（O2）。除了地球这个奇葩（后面会专门讨论）以外，目前在宇宙中尚未发现任何一个天体有高浓度的氧气（木卫三拥有几乎由纯氧组成的大气层，但木卫三的非永久大气层十分稀薄，以至于我们至今无法准确地测出其大气压，这么低浓度的氧气我们没必要讨论），也是因为氧气太活泼，它会通过氧化其它物质而消耗掉。

光化学稳定性，主要就是指光解反应。这在我们日常生活中可能很少涉及到，但对于行星大气科学来说则十分重要。

在阳光中的紫外线照射下，有如下反应：

（总反应）

（总反应）

（总反应）

以上反应是总反应，具体反应过程应该是分步进行的，例如水会先分解出一个氢原子和一个羟基自由基，再由羟基自由基分解出一个氢原子和一个氧原子。

类似于金属的光电效应，以上光解反应对光的波长是有要求的，当波长高于某个阈值（对应于光子能量低于某个值）时，反应就完全不能发生。

具体地，水的光解波长上限为258nm，甲烷光解上限为289nm，氨光解需要的波长则不短于307nm。水的光解门槛最高，氨最低。

而两种在行星大气中常见的成分：CO2的光解，波长上限为148nm；氮气光解波长上限为126nm。

特别补充一个：氧气的光解，需要240nm的紫外线。

现在我们来看看太阳的电磁波谱：

图中黄色即实际的太阳电磁波谱。

可以看出，太阳辐射短波段的截止波长略低于250nm。

虽然在307nm到258nm以下波长（波长越短能量越高）的占比非常少，但就这么一点太阳紫外线，就足以在数千万年这样的时间尺度上，将一个位于太阳系冻结线以内的行星（金星、地球、火星）大气中的水、甲烷、氨分解殆尽。

而二氧化碳、氮气，在太阳系中是不会光解的，它们可以在阳光照射下永久存在。

至于氧气，则在光解的边缘上，会有部分光解，但反应比较缓慢。

从上面的介绍我们可以知道：尽管水、甲烷和氨是类地行星形成时的主要原料，含量十分丰富，但因为光解作用，这些“冰”物质通常只在类地行星早期大气中存在，不能长期保留，反倒是原始材料中几乎不存在的二氧化碳、氮气可以永久存在。

至于地球大气中的水蒸气，以及土卫六大气中的甲烷为什么能保留而不被大量光解，这个后面有专门分析。

一道思考题：

红矮星附近的类地行星，是否可以拥有主要由CO2和N2组成的大气层？

C、冻结线的影响

前面提到，二氧化碳和氮气在行星形成时的原始材料中几乎不存在，但它们却在太阳系中非常常见，这是怎么回事呢？

二氧化碳和氮气在原始材料中几乎不存在，原因前面已经介绍过：氧、碳和氮元素，基本都被消耗在形成“冰”（水、甲烷、氨）上面了，氧原子遇到碳原子形成二氧化碳、两个氮原子相遇形成氮气分子的概率极低。

但行星形成后的光解作用，却给二氧化碳和氮气带来机会：已经形成的“冰”，都容易光解，重新得到氧、碳和氮的游离原子，它们因此有机会结合成更加稳定的二氧化碳和氮气。

但在具体的行星上，二氧化碳和氮气形成的机会却各不相同，这涉及到冻结线的因素。

以下是维基百科上对冻结线的定义：

冻结线或译为雪线，在天文学或行星科学，雪线位于太阳星云中从原始太阳的中心向外起算的一个特定距离，该距离以外的气盘温度够低，以至于氢的化合物，如水、氨和甲烷能凝聚成为固体的冰冻颗粒。依据密度，这个温度估计在150K。这个名词是借用土壤科学中冻线的概念。
太阳系的雪线距离为2.7天文单位，位于小行星带。温度在雪线之下的低温能让更多的固体颗粒吸积成为微行星，最终能成为行星。因此，雪线将恒星系划分为拥有固态物体但挥发性物质稀少的类地行星区域，以及富含挥发性物质与冰冷物体的类木行星区域[1] 。

其实这个冻结线的定义并不严谨，因为水、氨和甲烷的熔点其实差别挺大的。严格说来，我们现在规定的冻结线，足以确保线外的水都冻成冰，却不能保证氨和甲烷的冻结。

因为水都冻成了冰，因此在冻结线外的天体，其原始大气中的水蒸气含量是非常低的，水的光解作用也因此进行得十分缓慢；另一方面，水在几种“冰”物质中的光解阈值最高，在远离太阳的冻结线外，水的光解也更缓慢。

因为水光解缓慢，导致游离氧原子的生成率很低，尽管甲烷的光解产生了足够多的游离碳原子，却难以形成二氧化碳（这些没有形成CO2的游离碳原子，最后大多互相结合形成无定形碳，以固态形式沉积到星球内部去了）。但氨在冻结线外天体上却有足够的气体浓度，且氨在“冰”物质中光解阈值最低，因此在冻结线外天体上，游离氮的生成率是比较高的，从而导致氮气的形成率也较高。因此，冻结线之外的类地天体，倾向于形成以氮气为主的大气层。

土卫六：大气压146.7KPa（地球的1.45倍），N2占98.4%；

海卫一：大气压1Pa，N2占99.9%；

冥王星：大气压1Pa，N2占绝对多数，具体数据未查到。

冻结线以内的天体，因为温度高于水冰的熔点，所以水通常以水蒸气或液态水的形态存在，而水蒸气的存在、离太阳较近的距离，导致了水的快速光解，产生大量游离氧原子，从而给二氧化碳的形成创造了条件。

一方面氧和碳的原始含量要高于氮的原始含量，另一方面二氧化碳高达44的分子量也比氮气更不容易逃逸，因此虽然冻结线内行星也有大量氮气生成，但却远远比不上二氧化碳。因此，冻结线内的类地天体，倾向于形成以二氧化碳为主要成分、以氮气为第二成分的大气层。

金星：大气压9.3MPa（地球的93倍），CO2占96.5%，N2占3.5%，其它成分微量；

火星：大气压636Pa（地球的1/159），CO2占95.32%，N2占2.7%，Ar占1.6%。

地球则是个非常特殊的例外，在后面会详细分析。

D、液体

液体在地球上是非常常见的东西，但在宇宙中却很罕见，尤其在星球的表面。目前我们所知道的，仅仅有两个星球在其表面存在液体：地球上的水，以及土卫六上的甲烷（可能还有乙烷）。至于其它有液体的星球，例如火星、土卫二，其液态水都是在地下深处，地表是无法留存液体的。

这是因为，星球表面某物质以液态形式存在的条件非常苛刻：首先需要星球的表面温度，正好高于该物质的三相点温度，又低于该物质的临界点温度；同时，要求星球有足够强的引力，令从该物质蒸发出来的气体能够产生饱和蒸气压，也就是足以使该物质沸点高于星球表面温度。

液体的存在，对星球的大气成分有着深远的影响。

a）、液体的蒸发，导致该星球大气中必定存在与液体成分相同的气体。

固体因为温度低于三相点，是几乎完全不蒸发（升华）的，但裸露在大气中的液体必定会蒸发，直到大气中该物质的蒸气达到饱和才停止。

因此处于星球表面的液体成分，其实是以气-液混合态存在于星球上的。

b）、液体的存在本身，说明该星球的温度与引力处于适当的范围，可以让这种（气-液混合态）物质突破前述“剩者为王”中对气体分子量的要求，这种物质即使分子量很低，也可以得以长期保留。

以地球的水为例。因为水的分子量只有18，远低于地球大气平均分子量，因此水蒸气在大气中会上升，有升到大气层顶然后逃逸的趋势（地球上，分子量20的氖都几乎全部逃逸了）。但因为大气层越往高处温度越低，绝大部分水蒸气在大气某个高度都会重新凝结成液态水，以降雨的方式回到地面，因此虽然地面的水会持续蒸发，水蒸气却难以上升到大气层顶直接逃逸，也难以通过光解作用被分解（对于拥有浓密大气层的星球，光解基本上只发生在大气层顶附近，大气层的下层，因为紫外线被大量吸收，光解作用非常微弱），尽管地球已经存在了46亿年，仍保有大量的水和水蒸气。

土卫六这个引力比地球更小的星球能保有分子量仅16的的甲烷，也是基于同样的机制。

而一个典型的反例是金星，由于金星的温度高达737K，高于水的临界温度（647K），这导致金星上大气压虽然高到变态，水仍然无法以液态形式存在，上升过程中的水蒸气也不会凝结，最终全部逃逸。

c）、液体对某些气体的溶解吸收，也可以改变星球大气成分。

典型的例子就是地球大气中的二氧化碳。因为二氧化碳可以溶解于水中形成碳酸，并进一步与水中的金属离子结合形成难溶性盐（碳酸钙、碳酸镁）沉淀到岩石（石灰岩、白云岩）中去，从而脱离大气层。事实上，因为液态水的存在，原本应该占地球大气成分第一位的二氧化碳，绝大部分都被沉淀到岩石中了（剩余少部分又被植物的光合作用变成了氧气和有机物），使得地球大气中CO2含量仅有0.04%。

另外，通过水的作用，地球大气中的氮气总量也减少了。限于篇幅我在这里不展开讨论，对有兴趣的朋友，再次推荐我的另一个回答：

E、生物

前面提到，不可能有任何一个星球上存在高浓度的氟气，因为氟是一种高度活泼的氧化性物质，而宇宙中的绝大多数物质是还原性的，因此氟会被化学反应迅速消耗掉。

同样，在通常情况下，氧气也无法长期稳定地存在，一个星球上除非存在长期稳定的氧气供应机制，是不可能有高浓度的富氧大气存在的。

在温度不超过数百度的环境下，能够大量供应氧气的天然机制，有两种：

a）、水的光解。

水光解后产生氢气和氧气，而在类地星球上，氢气会迅速逃逸，留下高浓度的氧气。

因为氢气的逃逸，光解过程是不可逆的，氢无法循环利用，而氧的浓度升高之后也会不断被星球上的还原性物质消耗，因此要长期维持高浓度的氧气，势必不断地消耗水。据粗略估算，在地球这样大的星球上，通过水的光解来维持氧气浓度，最多只能持续数千万年。即使一个含水量更高的星球，可能也只能最多维持数亿年。

有人可能要问，如果一个更大的星球，引力足以留住氢气以便循环利用，是否可以通过光解长期维持高浓度氧气呢？

答案是不可能，因为这样大的星球，不就成了气巨星、冰巨星了吗？这种巨星的大气层几乎都是氢和氦，水只能在大气层底部存在，没有机会被阳光照射进而发生光解。

又有人会问，如果星球离太阳很远，光解作用进行得非常缓慢呢？

其实木卫三就是这个问题的最好注解。如果星球离太阳太远，光解作用确实会慢，但离太阳这么远的星球必定很冷，水不能以液态存在，大气中水蒸气含量会非常低，因此光解得到的氧气浓度也高不了。

b）、光合作用。

植物的光合作用利用水和二氧化碳，制造氧气和有机物，而有机物通过燃烧或呼吸作用，又会变回二氧化碳，因此这是一个可循环利用、可持续发展的制氧机制。地球的富氧大气，就是靠光合作用维持的。

从以上两点的分析，我们可以得到一个结论：

如果某一天，天文学家在太空中发现一个拥有致密大气层的行星，其大气中含有高比例的氧气，那么我们大概率可以认定颗行星上存在生命。

当然，在得到最终结论之前，还需要考虑以下因素：

①、这颗行星不能太年轻，比如数亿年以下——因为年轻行星可能仍在通过水的光解制造氧气；

②、行星的温度不能太高，比如高达数千度——在如此高的温度下，可以有更多的氧化物分解产生氧气；

③、恒星的温度也不能太高，比如不能是蓝巨星——蓝巨星会辐射出更丰富的更短波长的光，比如140nm波长的光，可以让CO2光解产生氧气；

也许还有更多细节需要仔细排除，这需要通过非常缜密的思考来穷举，我就不替发现者们代劳了。

一道脑洞思考题：

如果某天在某系外行星上发现浓密的富含氯气（Cl2）的大气层，这意味着什么？

不完备性声明：

本回答的宗旨是，试图在有限篇幅内解释造成行星大气成分差异的主要原因，是一个极度简化的基本模型，事实上行星大气形成过程要复杂很多，不是靠几个回答或几篇论文就能解决的。因此，本回答是不完备的，有些部分可能与实际的行星大气形成过程有差异甚至南辕北辙。

举例说明：

①在许多星云和原行星盘中，CO、CO2和N2的含量比本简化模型预测的要高很多，并且这些物质的含量与星云的历史有很大关系；

②冻结线以内的行星在形成时，因为温度太高，不会有基本模型所预言的那么多的H2O、CH4和NH3，事实上地球上何以有如此多的水，目前还是天文学上尚无定论的问题；

③关于冻结线外小型行星级天体倾向于形成N2为主的大气，一方面是简化模型中所说的N2的形成率高于CO2的形成率，但还有一个不能忽略的事实是，除非该行星非常靠近冻结线，否则它就会太冷，低于CO2的熔点/升华点，这样的星球上CO2是固体，自然大气层中就不会有太多CO2了。

有兴趣的朋友可以参考评论区中我和 @学生 以及 @黄小狼 的讨论。