在太阳星云盘消散之前，大气的边界为洛希半径和邦迪半径二者中的较小者（Tian Feng et al.2016）。关于大气存在的状态，采用金斯逃逸参数
作为判定依据：在某一大气半径r范围内，若对应金斯逃逸参数X(r)不小于30，则可视为半径r内的大气为固态核部分的引力场所捕获。
原生大气的逃逸过程主要包括金斯逃逸、流体动力学逃逸及其它非热力学逃逸过程，早期太阳系行星大气的非热力学逃逸中以碰撞逃逸最为典型。
典型的金斯逃逸表现为：逸散层底以上高层大气粒子满足麦克斯韦分布，该分布末端的粒子有很高的动能，因而有机会逃逸进入星际空间。逸散层底附近，若大气的逃逸参数X
exo小于15，金斯逃逸将变得显著（Lammer，2013）；若X
exo小于1.5，此时高层大气将由缓和的金斯逃逸转变为剧烈的流体动力学逃逸。金斯逃逸的速率很慢，而年轻太阳的辐射强度高、流体动力学逃逸显著，因此对于早期太阳系行星的原生大气我们主要考虑流体动力学逃逸过程。
流体动力学逃逸由行星大气受太阳辐射加热所致，主要发生在高层大气。高层大气吸收太阳辐射发生膨胀、不再稳定，达到逃逸速度的大气粒子的比例相比金斯逃逸显著增多，进而发生大规模逃逸。高层大气吸收的能量主要来自太阳的X射线和极端紫外辐射（EUV），早期太阳系环境中X射线强度随时间递减很快（Güdel M,1997），而高强度的EUV维持了较长时间。因此，对于早期类地行星大气逃逸的计算过程主要围绕EUV驱动的流体动力学逃逸进行。对于早期的富氢大气，氢原子在流体动力学逃逸过程中会“挟持”走相对更重的其它大气组份如O
2、CO
2（Zahnle and Kasting，1986），这使得原本不易发生逃逸的较重的大气粒子的逃逸率显著上升。我们使用（Odert et al，2018）的流体动力学逃逸模型，模拟了早期太阳系环境下三组分水星大气的逃逸状况。
外来天体的碰撞对大气的剥蚀是最有可能在短时间带走行星表面可观比例大气的事件。如果不考虑撞击体带来的物质，碰撞事件会快速带走局部大气中的大部分粒子，因此对大气粒子包括惰性元素不会造成显著的质量分馏（Lammer et al，2016）。越小质量的撞击体，由于其撞击过程中释放出的能量更多地用于扰动大气，其单位质量造成的大气损失会显著高于质量更大的撞击体（Schlichting and Mukhopadhyay，2018）。若受撞击的行星表面存在一个液态海洋，碰撞事件带来的大气丢失会进一步加剧（Genda and Abe，2005）。
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