大气层(来自古希腊文ἀτμός (atmos)，意为“蒸气”，σφαῖρα (sphaira)，意为“球”或“球体”[1][2]))是一层或一组围绕行星或其他天体的气体层，由大气自身的重力固定在行星周围。如果大气受到的重力高而温度低，它就更有可能被保留下来。
地球大气层由氮气(约78%)、氧气(约21%)、氩气(约0.9%)、二氧化碳(0.04%)和其他痕量气体组成。氧气被大多数生物体用于呼吸作用；氮气被细菌和闪电固定生成氨气，生成的氨则被用于核苷酸和氨基酸的构建；植物、藻类和蓝细菌利用二氧化碳进行光合作用。大气层有助于保护生物免受太阳紫外线辐射、太阳风和宇宙射线对其基因的损害。地球大气的目前组成是数十亿年来生物有机体对古大气进行生化改造的产物。
术语恒星大气描述了恒星的外部区域，通常包括不透明光球层上方的部分。温度足够低的恒星大气中可能含有化合物分子。
特定位置的大气压力是垂直于某一表面的单位面积力，由该位置上方垂直大气柱的重量决定。在地球上，大气压单位基于国际公认的标准大气(大气压)，即为101.325千帕(760托或14.696磅/平方英寸)。它是用气压计测量的。
大气压力随着海拔的升高而降低，这是由于以上气体质量的减少所致。大气压力降系数e(一个无理数，值为2.71828...)倍的高度称为标尺高度，用H表示。对于温度均匀的大气，标尺高度与温度成正比，与干燥空气的平均分子量和该位置的局部重力加速度的乘积成反比。对于这种模式的大气，压力随着高度的增加呈指数下降。然而，大气的温度并不均匀，因此在任何特定的高度上估算大气压力更加复杂。
行星间的表面重力差异很大。例如，巨大行星木星的超强引力保留了从低重力物体中逃逸的轻气体，如氢气和氦气。第二，离太阳的距离决定了将大气气体加热到分子热运动超过行星逃逸速度的能量，从而受到分子逃脱行星的引力控制。因此，尽管遥远而寒冷的土卫六、海卫一和冥王星的引力相对较低，但它们能够保持它们的大气层。
由于一些气体分子可能在很宽的速度范围内运动，所以总会有一些足够快的气体缓慢泄漏到空间中。较轻的分子比具有相同热动能的较重的分子移动得更快，因此低分子量的气体比高分子量的气体损失得更快。据认为，金星和火星上的水在被太阳紫外线光分解成氢气和氧气后，其中氢气逃逸，从而可能导致它们已经失去了大部分水分。地球磁场有助于防止这种情况的发生，因为通常情况下太阳风会大大增加氢气的逃逸。然而，在过去的30亿年里，地球可能由于极光活动，地球可能通过磁极区域丢失了气体，其中包括大气中氧气的2%。[3]考虑到最重要的逃逸过程，磁场的净效应是指固有磁场并不能保护行星不受大气逃逸的影响，而对于某些磁化作用，磁场的存在能够提高逃逸速度。[4]
其他导致大气损耗的机制是太阳风诱导的溅射、撞击侵蚀、风化和封存（有时被称为“冻结”）进入风化层和极地冰盖。
大气对岩石表面有显著的影响。没有大气层或只有外圈的物体，都有被火山口覆盖的地形。如果没有大气层，地球就无法抵御流星体，所有流星体都会像陨石一样与地表相撞，形成陨石坑。
大多数流星体在撞击行星表面之前会像流星一样燃烧。当流星体撞击时，这些影响通常会被风的作用抹去。因此，在有大气的物体上，陨石坑很少见。
风蚀是形成有大气层的岩石行星地形的一个重要因素，随着时间的推移，它可以消除陨石坑和火山的影响。此外，由于液体不可能在没有压力下存在，大气允许液体存在于地表，从而形成湖泊、河流和海洋。众所周知，地球和土卫六的地表都有液体，这表明过去火星表面有液体存在。
地球大气中的气体散射的蓝光比其他波长的光更多，从而当从太空中看到地球时，我们会看到地球是蓝色的。行星初始大气成分与行星形成中局部太阳星云的化学、温度以及随后内部气体的逃逸有关。最初的大气始于一个旋转的气体圆盘，这个圆盘收缩形成一系列间隔的环，这些环凝聚形成行星。随着时间的推移，地球的大气层被各种复杂的因素所改变，导致了截然不同的结果。
金星和火星的大气主要由二氧化碳组成，并含有少量的氮气、氩气、氧气和其他微量气体。
地球大气层的组成很大程度上是由它所维持的生命的副产物决定的。地球大气中的干燥空气含有78.08%的氮气、20.95%的氧气、0.93%的氩气、0.04%的二氧化碳，以及微量的氢气、氦气和其他“惰性”气体(按体积计)，通常还存在可变量的水蒸气，海平面处水蒸气平均含量约为1%。
太阳系巨大行星——木星、土星、天王星和海王星——它们的的低温和更高的引力使它们更容易保留低分子质量的气体。这些行星有氢氦大气层，还有微量更复杂的化合物。
土星的卫星土卫六和海王星的卫星海卫一这两颗外行星的卫星拥有显著的大气层，它们的大气成分主要是氮气。当冥王星在其轨道上最靠近太阳的部分时，其大气中的氮气和甲烷的含量与海卫一相似，但是当它离太阳较远时，这些气体就被冻结了。
太阳系内的其他天体有极薄的不平衡大气，其中包括月球(钠气体)、水星(钠气体)、欧罗巴(氧气)、木卫一(硫)和土卫二(水蒸气)。
第一颗被确定拥有大气成分的系外行星是HD 209458b，它是一颗围绕飞马座中一颗恒星运行的气体巨星。它的大气温度被加热到超过1000K，并且正在稳定地逃逸到太空中。在这颗行星膨胀的大气层中，已经检测到氢、氧、碳和硫的存在。[5]
地球大气层由若干层组成，这些层的性质是不同的，如成分、温度和压力。最底层是对流层，它从地表延伸到平流层的底部。大气质量的四分之三位于对流层，是地球陆地气候形成的一层。这一层的高度从赤道的17公里到两极的7公里不等。平流层从对流层顶部延伸到中间层底部，包含臭氧层。臭氧层的高度范围在15到35公里之间，是吸收太阳大部分紫外线辐射的一层。中间层的顶部，范围从50到85公里，是大多数流星燃烧的层。暖层从85公里延伸到400公里处的大气层底部，包含电离层，大气层在这个区域被太阳辐射电离。电离层厚度增加，在白天靠近地球，夜晚升高，使某些频率的无线电通信范围更大。卡尔曼线位于海拔100公里的热层内，通常用来界定地球大气层和外层空间之间的边界。系外圈从地表上方约690至1000公里处开始，在那里它与行星的磁层相互作用。每一层都有不同的递减率，定义了温度随高度的变化率。
其他天体，如上面列出的天体，都有已知的大气。
在太阳系里
太阳系外
当对流比热辐射更能有效地传递热量时，由温差而发生大气环流。在主要热源是太阳辐射的行星上，热带地区多余的热量被转移到高纬度地区。当行星内部产生大量热量时，例如木星，大气中的对流可以将热能从较高温度的内部传递到地表。
从行星地质学家的角度来看，大气起着塑造行星表面的作用。当风吸卷灰尘和其他颗粒与地形碰撞时，它们会侵蚀地形并留下沉积物(风蚀过程)。取决于大气成分的霜和降水也会影响地形。气候变化会影响一个星球的地质历史。相反，研究地球表面会有助于对其他行星的大气和气候的理解。
对于气象学家来说，地球大气的组成是影响气候及其变化的一个因素。
对于生物学家或古生物学家来说，地球的大气成分与生命的外观及其进化密切相关。
^ἀτμός Archived 2015-09-24 at the Wayback Machine, Henry George Liddell, Robert Scott, A Greek-English Lexicon, on Perseus Digital Library.
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^Seki, K.; Elphic, R. C.; Hirahara, M.; Terasawa, T.; Mukai, T. (2001). "On Atmospheric Loss of Oxygen Ions from Earth Through Magnetospheric Processes". Science. 291 (5510): 1939–1941. Bibcode:2001Sci...291.1939S. CiteSeerX 10.1.1.471.2226. doi:10.1126/science.1058913. PMID 11239148. Archived from the original on 2007-10-01. Retrieved 2007-03-07..
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