逃逸过程是行星早期大气演化的一个重要环节。在太阳系演化早期，类地行星大气吸收年轻太阳的高能EUV辐射，逃逸模式以流体动力学逃逸最为典型。流体动力学逃逸过程累积导致的大气丢失的物质的量，等同、甚至高于早期的碰撞增生事件，同时可能伴随显著的行星表层热量丢失（Gupta and Schlichting. 2021）。流体动力学逃逸对早期行星表层的物质交换以及热演化过程有着不可忽视的影响。
在太阳系演化早期，年轻太阳的EUV辐射通量可达现今太阳水平的10~100倍（Kulikov et al. 2007; Erkaev et al. 2015; Lammer et al. 2014）。尤其在类地行星增生末期，岩浆洋冷凝去气释放出的H₂O扩散进入高层大气，吸收高能的EUV辐射发生光解，高层大气变得富氢（Tian et al. 2005; Lammer et al. 2013; Erkaev et al. 2014）。这一富氢的高层大气会大幅吸收年轻太阳的高能X射线和极紫外辐射（EUV）。由于早期太阳系环境中X射线的强度相比EUV随时间递减很快（Güdel M, 1997），对于早期类地行星大气逃逸的计算，主要围绕EUV驱动的流体动力学逃逸进行。
以氢为例，现今大气中的氢主要通过金斯逃逸向星际空间丢失，丢失速率约为6×10 ²⁶ s^-1（Tian et al. 2013; Gronoff et al. 2020）；而对于早期类地行星大气经历的流体动力学逃逸，多个数值模拟（Odert et al. 2018; Benedikt et al. 2020; Lammer et al. 2020）结果显示，流体动力学逃逸期间，大气氢的丢失速率可达5×10 ⁴² s^-1，甚至更高。
受到高能太阳EUV的辐照，高层大气的光化学反应过程会产生大量光解产物，以氢、氧原子最为显著。氢、氧原子的剧烈逃逸会“拖拽（drag）”其它更重的大气组分（Zahnle and Kasting, 1986; Hunten et al., 1987; Odert et al., 2018; Pepin, 2006）一同发生逃逸。能够被“拖拽”走的大气粒子存在一个质量上限m_c，m_c主要取决于氢原子的逃逸通量F_H：

式中，k为Boltzmann常数，T为局地大气温度，g为重力加速度，x_H为氢原子占高层大气的摩尔分数，b为大气粒子的扩散系数。
CO₂、Ne、Ar、Xe等原本不易发生逃逸的大气重组分，会随富氢高层大气一同发生向星际空间的快速丢失，丢失速率也可达 5×10 ⁴⁰ s^-1以上。流体动力学逃逸期间，这样的逃逸速率持续时间可达10 Myr以上，对于类地行星早期大气的演化有着不可忽视的影响。

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