তারা গ্রহ উপগ্রহ সবারই বায়ুমণ্ডল থাকতে পারে। আমরা এখানে প্রধানত গ্রহের এটমস্ফিয়ার নিয়ে কথা বলব।

এজন্য প্রথমেই এটমস্ফিয়ারিক প্রেশারের একটা সমীকরণ লাগবে যা হাইড্রোস্টেটিক ইকুইলিব্রিয়াম ব্যবহার করে ডিরাইভ করা সম্ভব। ভূমি থেকে হাইটের ($z$) সাথে প্রেশারের ($P$) সম্পর্ক

$$ \frac{dP}{dz} = -\rho g $$

যেখানে $g$ গ্র্যাভিটেশনাল এক্সিলারেশন আর $\rho$ বাতাসের ঘনত্ব। একটা তারা বা গ্রহের ইন্টেরিয়রের ভারসাম্যও এই একই ধরনের সমীকরণ দিয়ে ব্যাখ্যা করা হয়। এই ডেন্সিটির সাথে প্রেশারের সম্পর্ক আইডিয়াল গ্যাস ল ব্যবহার করে এইভাবে লেখা যায়:

$$ \frac{P \mu_a m_a}{\rho} = kT $$

যেখানে $k$ বোল্টজমান কন্সটেন্ট, $T$ বাতাসের তাপমাত্রা, $\mu_a$ মিন মলিকুলার ওয়েট (ডাইমেনশনলেস), আর $m_a$ এটমিক ম্যাস ইউনিট। কারণ $PV=NkT$ সমীকরণে $V/N=(M/\rho)/N= (M/N)/\rho = \mu_am_a/\rho$ লেখা যায়, যেখানে $M/N=\mu_a m_a$ বাতাসের একটা কণার গড় ভর, কিলোগ্রাম ইউনিটে। উপরের দুই ইকুয়েশন থেকে পাওয়া যায়

$$ \frac{dP}{dz} = -\frac{P\mu_a m_a g}{kT} $$

যা সল্ভ করার মাধ্যমে হাইটের সাথে প্রেশারের পরিবর্তন জানা সম্ভব। সলুশন সহজে হবে $g$ এবং $T$ কনস্টেন্ট ধরে নিলে। পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের জন্য এই এজাম্পশন বেশি খারাপ না, কারণ মহাকর্ষত্বরণ আসলেই বেশি পাল্টায় না, আর টেম্পারেচার প্রেশারের তুলনায় অনেক ধীরে পাল্টায়। ভ্যারিয়েবল সেপারেশনের মাধ্যমে উপরের ডিফারেনশাল ইকুয়েশন সল্ভ করা যায় এভাবে:

$$ \int\frac{dP}{P} = -\frac{\mu_a m_ag}{kT} \int dz \Rightarrow \ln P = -\frac{\mu_a m_agz}{kT}+C $$

$$ \Rightarrow P = P_0 e^{-\mu_a m_a gz/(kT)}$$

যেখানে $P_0=e^C$ হলো সিলেভেলে ($z=0$) প্রেশার, আর $C$ ইন্টিগ্রেশনের কনস্টেন্ট। শেষ সমীকরণ থেকে প্রমাণিত হয়, অন্তত পৃথিবীর ক্ষেত্রে ভূমি থেকে উপরের দিকে প্রেশার খুব দ্রুত কমে, কারণ $P\propto e^{-z}$ অর্থাৎ উচ্চতার সাথে চাপের সম্পর্ক এক্সপোনেনশাল।

হাওয়াই দ্বীপপুঞ্জের মাউনা কিয়া পাহাড়ের উপর কেক অব্জার্ভেটরির মতো গুরুত্বপূর্ণ স্থাপনা আছে, ৪ কিমি হাইটের এই চূড়ার উপরে চাপ সিলেভেলে চাপের মাত্র ৬০%; আর এভারেস্টের উপরে, মানে ৯ কিমি উপরে চাপ ভূমিতে চাপের মাত্র ৩০%। মাত্র ৯ কিমি উপরে উঠলেই যদি প্রেশার এত কমে যায়, তাহলে বলতে হবে পৃথিবীর রেডিয়াসের ($R_E$: ৬,০০০ কিমি) তুলনায় তার বায়ুমণ্ডলের পুরুত্ব খুবই কম। এজন্যই $g$ এর মান ধ্রুব ধরে নেয়াটা খারাপ এজাম্পশন ছিল না; মাত্র দশ-বিশ কিমি হাইটের পরিবর্তনের জন্য এই ত্বরণ বেশি পাল্টায় না।

পৃথিবীর এটমস্ফিয়ারের ভর $M$ সহজেই মাপা যায়। সিলেভেলে গোটা বায়ুমণ্ডলের মহাকর্ষ বল $F=Mg$, তাহলে প্রেশার $P_0=F/A=(M/A)g$, এবং তাহলে

$$ M = \frac{P_0A}{g} = \frac{4\pi R_E^2P_0}{g} $$

যার মান হয় আনুমানিক $5\times 10^{18}$ kg মানে পৃথিবীর মোট ভরের এক মিলিয়ন ভাগের এক ভাগ।

পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে তাপমাত্রা ও চাপ উপরের দিকে এল্টিচুডের (উচ্চতা) সাথে কিভাবে পাল্টায় তা এই প্লটে দেখানো হয়েছে। চাপ দেয়া আছে মিলিবার ইউনিটে, ১ বার হলো ১ লাখ প্যাস্কেল। গ্রাউন্ড লেভেলে চাপ প্রায় ১ বার, মানে প্রায় ১০০০ মিলিবার। এখানে তাপমাত্রা প্রায় ২৮৮ কেলভিন, যা ট্রপোপজ পর্যন্ত কমতে থাকে। পৃথিবী সূর্যের দৃশ্য আলো শোষণ করে ইনফ্রারেড আলো বিকিরণ করে; সে নিজেই যেহেতু একটা রেডিয়েটিং সোর্স সেহেতু তার সার্ফেস থেকে যত উপরে যাব তাপমাত্রা তত কমবে। ট্রপোস্ফিয়ারে তাপমাত্রা কমার কারণ এটাই। এখানেই সব মেঘ থাকে এবং আমাদের ওয়েদার সিস্টেমও এই অঞ্চলের জিনিস।

ট্রপোপজের পর থেকে তাপমাত্রা আবার বাড়তে থাকে কারণ এখানে, মানে স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে আছে আমাদের রক্ষক ওজোন (O$_3$) লেয়ার। দুইটার বদলে তিনটা অক্সিজেন এটমের মলিকুল থাকায় এই লেয়ার সূর্যের আল্ট্রাভায়োলেট আলো শোষণ করে, এতে তার তাপমাত্রা বাড়ে, কিন্তু নিচে আমরা রক্ষা পাই। স্ট্র্যাটোপজ পর্যন্ত এভাবে চলার পরে মেসোস্ফিয়ারে আবার আগের মতো তাপমাত্রা কমতে থাকে কারণ সেখানে ওজোন নাই। প্রায় ৯০ কিমি উপরে মেসোপজ পর্যন্ত টেম্পারেচার কমতেই থাকে, তারপর আবার বাড়ে কারণ থার্মোস্ফিয়ারে বিভিন্ন প্রসেসে সূর্যের আলো বায়ুমণ্ডলকে সরাসরি প্রভাবিত করে। প্লটে এর উপরে আর কিছু দেখানো হয়নি, কিন্তু আরো উপরে প্রায় ৫০০ কিমি হাইতে আছে এক্সোবেজ যেখান থেকে এক্সোস্ফিয়ার শুরু হয়। এক্সোস্ফিয়ারে বাতাসের ঘনত্ব অনেক কম, সেখানের দ্রুতগামী অণুরা বায়ুমণ্ডল থেকে মহাশূন্যে হারিয়ে যেতে থাকে।

আমাদের বায়ুমণ্ডলে নাইট্রোজেন ৭৮%, অক্সিজেন ২১%, এর পর সবচেয়ে বেশি আছে আর্গন, পানি ও কার্বন ডাই অক্সাইড, তবে সামান্য পরিমাণে। ভিনাসে ৯৭% সিওটু, মার্সে ৯৫% সিওটু। শনির উপগ্রহ টাইটানে ৯০% থেকে ৯৭% নাইট্রোজেন।

নিচের টেবিলে তিনটা ইনার গ্রহ এবং শনির উপগ্রহ টাইটানের বায়ুমণ্ডলে উপস্থিত বিভিন্ন মৌল ও যৌগের পরিমাণ দেখানো হয়েছে। বুধ নেই, কারণ মার্কারির বলার মতো কোনো বায়ুমণ্ডল নেই। সব পরিমাণ দেয়া আছে পার্টস পার মিলিয়ন (পিপিএম) ইউনিটে। পৃথিবীতে অক্সিজেন ২,১০,০০০ পিপিএম হওয়ার অর্থ পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে প্রতি ১০ লাখ (১ মিলিয়ন) কণার মধ্যে ২ লাখ ১০ হাজার কণা অক্সিজেনের।

পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে সবচেয়ে বেশি আছে নাইট্রোজেন ও অক্সিজেন, কিন্তু ভিনাস ও মার্সের বায়ুমণ্ডলের প্রধান উপাদান কার্বন ডায়োক্সাইড। প্রাচুর্যের দিক দিয়ে পৃথিবীতে এই কার্বন ডায়োক্সাইডের অবস্থান পঞ্চম। টাইটানে পৃথিবীর মতো অনেক নাইট্রোজেন থাকলেও সেখানে আবার মিথেনের মতো অর্গানিক যৌগও আছে।

আউটার চার গ্রহের বায়ুমণ্ডল সম্পর্কে আমরা বেশি জানি না। গ্যালিলিও প্রোব জুপিটারের বায়ুমণ্ডলে প্রবেশ করেছিল, কিন্তু কিছুদূর যাওয়ার পরই অতি প্রেশারে ভেঙে যায়, ২০০৩ সালে। জায়ান্ট গ্রহদের বায়ুমণ্ডল অনেক পুরু, তাই দূর থেকে ছবি তুলেও খুব বেশি ভিতরের খবর জানা সম্ভব না। তবু রিমোট অব্জার্ভেশনে অনেক কিছু জানা গেছে। অপ্টিকেল ও আল্ট্রাভায়োলেট আলো এদের বায়ুমণ্ডল ভেদ করতে পারে না, তাই ইনফ্রারেড, সাবমিলিমিটার ও রেডিও আলো দিয়ে তুলনামূলক বেশি দেখা সম্ভব। বাইরের চার জায়ান্টের এটমস্ফিয়ারের মূলত হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামে তৈরি। তবে মিথেন, পানি, এমোনিয়া ও হাইড্রোজেন সালফাইডের মেঘ পাওয়া যায়, কারণ সেখানে তাপমাত্রা এতই কম যে এসব গ্যাস জমে যায়; জুপিটার ও স্যাটার্নে এদের পরিমাণ ১ শতাংশের মতো।

ইউরেনাস ও নেপচুনের বায়ুমণ্ডলের প্রায় ৩ শতাংশ মিথেন, এবং এই গ্যাসের কারণেই এদেরকে নীল দেখায়। উপরে এই দুই গ্রহের দুইটা স্পেক্ট্রাম দেখানো হয়েছে, বাম পাশেরটা হাবল দুরবিনের স্টিস যন্ত্র দিয়ে দেখা, আর ডান পাশেরটা মাউনা কিয়াতে জেমিনাই দুরবিনের এনআইএফএস যন্ত্র দিয়ে দেখা। দেখা যাচ্ছে, ০.৩ থেকে ১.৮ মাইক্রোমিটারের মধ্যে গ্রহ দুইটা সবচেয়ে বেশি রিফ্লেক্ট করে নীল আলো, ০.৬ মাইক্রোমিটারের পর শুরু হয় লাল আলো যার রিফ্লেক্টিভিটি (মানে এলবিডো) দুই গ্রহেরই অনেক কম। এছাড়া ০.৩ থেকে ০.৬ মাইক্রোমিটারের মধ্যে ইউরেনাসের (নীল রেখা) চেয়ে নেপচুনের (লাল রেখা) রিফ্লেক্টিভিটি বেশি।

জায়ান্ট গ্রহদের বায়ুমণ্ডলে তাপমাত্রার ভ্যারিয়েশনও জানা গেছে স্পেক্ট্রোস্কপির মাধ্যমে। কিভাবে তার একটা সরল ব্যাখ্যা এইভাবে দেয়া যায়। ধরা যাক একটা গ্রহের সার্ফেস থেকে কন্টিনুয়াম রেডিয়েশন আসছে, মানে একটা রেঞ্জের মধ্যে সব ফ্রিকোয়েন্সিতে আলো পাওয়া যাচ্ছে, আর সার্ফেস থেকে উপরে বায়ুমণ্ডলের বিভিন্ন লেয়ার থেকে আসছে লাইন রেডিয়েশন, মানে নির্দিষ্ট কিছু কম্পাঙ্কে এব্জর্পশন বা এমিশন লাইন। নিচের লেয়ারের চেয়ে উপরের লেয়ার যদি ঠাণ্ডা হয় তাহলে উপরের লেয়ারে এব্জর্পশন হবে, উল্টোটা হলে হবে এমিশন। পর্যবেক্ষণ থেকে জানা গেছে, জায়ান্ট গ্রহদের বায়ুমণ্ডলে তাপমাত্রা সার্ফেস থেকে উপরের দিকে কমে, এবং এই কমার হার পৃথিবীর ট্রপোস্ফিয়ারে এডায়াবেটিক গ্রেডিয়েন্টের (মেঘ দ্রষ্টব্য) মতো।

টাইটান একমাত্র মুন যার উল্লেখযোগ্য বায়ুমণ্ডল আছে। পৃথিবীতে পানি যেমন কঠিন তরল বায়বীয় তিন অবস্থাতেই থাকতে পারে, তেমনি টাইটানে মিথেন এই তিন অবস্থাতেই থাকতে পারে। তার মানে টাইটানে মিথেনের হ্রদ ও বরফ আছে, এবং টাইটানের আকাশ থেকে মিথেনের বৃষ্টি ও তুষার পড়ে। টাইটানের সার্ফেসে পাঠানো হাইগেন্স প্রোব দেখেছে, সার্ফেস থেকে মিথেনের বাষ্প উঠছে, তার মানে পৃথিবীর পানিচক্রের মতো টাইটানে আছে একটা মিথেনচক্র।

তবে টাইটানের সার্ফেসের ভালো মানচিত্র বানানো সম্ভব হয়েছে তাকে অর্বিট করতে থাকা ক্যাসিনি স্যাটেলাইটের রেডারের মাধ্যমে। ক্যাসিনির ট্রান্সমিটার টাইটানের সার্ফেসে রেডিও ওয়েভ পাঠিয়েছে, সার্ফেস তার কিছু অংশ রিফ্লেক্ট করেছে, এবং ক্যাসিনির রিসিভার তা এনালাইজ করে সার্ফেসের মানচিত্র বানিয়েছে। এই রকম এস্ট্রোজিওলজির মাধ্যমে বর্তমানে আমরা টাইটানের একটা জিওলজিকেল মানচিত্র বানাতে পেরেছি, যা উপরে দেয়া হয়েছে। ক্যাসিনি টাইটানের সার্ফেসে সত্তরের বেশি এমন জায়গা পেয়েছিল যেখান থেকে রেডিও তরঙ্গের ভালো রিফ্লেকশন হচ্ছে না, ঠিক পৃথিবীর সমুদ্র বা হ্রদের মতো। মিথেনের (ও ইথেন) এসব স্টোরেজের সাইজ ৩ থেকে ৭০ কিমি পর্যন্ত এবং অবস্থান মেরুর দিকে, বিশেষ করে উত্তর মেরু অঞ্চলে। সোলার সিস্টেমের অন্য সব জায়গার মতো এখানেও হ্রদের নাম লাকুস, আর সাগরের নাম মারে রাখা হয়েছে। ছবিতে উত্তর মেরুর ক্রাকেন মারে, আর দক্ষিণ মেরুর অন্টারিও লাকুস দেখা যাচ্ছে নীল রঙে।

ইনার গ্রহদের বায়মণ্ডল প্রাইমারি না, সেকেন্ডারি, হয় গ্রহের ভিতর থেকে ভলকানো দিয়ে বের হওয়া গ্যাস, নয় আছড়ে পড়া বরফ-সমৃদ্ধ প্ল্যানেটেসিমালের বাষ্প।

রিডিউসিং এটমস্ফিয়ারে হাইড্রোজেনভিত্তিক অণু থাকে, যেমন, মিথেন, এমোনিয়া, পানি, হাইড্রোজেন সালফাইড

অক্সিডাইজিং এটমস্ফিয়ারে হাইড্রোজেনহীন অণু থাকে, যেমন, কার্বন ডায়োক্সাইড, নাইট্রোজেন, সালফার ডায়োক্সাইড

$$ p(>v_{\text{esc}}) = \int_{v_{\text{esc}}}^{\infty} N \left( \frac{2}{\pi} \right)^{\frac{1}{2}} \left( \frac{m}{kT} \right)^{\frac{3}{2}} v^2 e^{-\frac{mv^2}{2kT}} \, dv $$