Uma coisa que devemos ter em mente:
Todas as atmosferas escapam, sempre. Somente o grau em que isso acontece é diferente em planetas diferentes.

Eu faço aprecio muito sua pergunta, já que de alguma forma as pessoas sempre esquecem da existência de Vênus quando perguntam "o que mantém uma atmosfera no lugar?". Como veremos, a clássica história de "um campo magnético protege, isso é tudo" é mais um mito urbano.

Além disso, todos os fatores que você mencionou desempenham um certo papel. Mas vamos separá-los um por um, começando de trás para contar a história das partículas que escapam.

1. Distância
Como você observou corretamente, a distância desempenha um papel indireto ao determinar o vento solar e a irradiação em uma determinada distância, portanto, esse fator é uma causa direta.

Afinal, ao modelar a fuga de atmosferas planetárias, prefere-se considerar a força do vento solar e a irradiação UV como parâmetros livres em vez de distância. Isso garantiria que é possível comparar planetas em torno de diferentes tipos estelares ou idades estelares entre si. Assim, a distância geralmente não é considerada um parâmetro livre na literatura.

2. Temperatura planetária
A temperatura não é igual à temperatura. A superfície de um planeta tem uma variação de temperatura do equador aos pólos $ \ Delta T _ {\ rm EP} $ .
Mais uma vez, a temperatura varia com a altitude acima do planeta. Semelhante ao sol, a diferença de temperatura da superfície para o alto na atmosfera / corona é $ \ Delta T_ {SC} $ e encontramos $ \ Delta T_ {SC} \ gg \ Delta T _ {\ rm EP} $ . Na Terra, as variações de temperatura vão (muito aproximadamente) de $ + 40 ^ {\ circ} C $ a $ - 60 ^ { \ circ} C $ , então $ \ Delta T _ {\ rm EP} \ aproximadamente 100 K $ , enquanto as temperaturas na exosfera na altura de 500 km vá até $ T_ {exo} = 1000K $ .

Medições e cálculos modernos para Marte e Vênus fornecem baixas temperaturas exosféricas de cerca de $ 300K $ , devido ao resfriamento eficiente para o espaço de $ \ rm CO_2 $ (veja esta apresentação de Coates et al. para Vênus e uma revisão recente de Lammer et al. (2008))

Para o escape de partículas para o espaço, é o limite inferior da exópsia, a exobase, que determina as taxas de escape. Particularmente, é a temperatura e a densidade na exobase que determinam as taxas de escape, pois a partir daqui a cauda rápida da distribuição de Maxwell-Boltzmann pode seguir diretamente para o espaço. Este é um processo de escape específico chamado Jeans-escape. Abaixo da exobase, as partículas que viajam para cima em velocidades de escape encontrarão, em média, mais de uma partícula e, portanto, serão espalhadas sem escapar. Isso é btw. também a definição de onde encontrar a exobase.

Isso é para ilustrar que nem a temperatura da superfície dos planetas, nem suas variações desempenham qualquer papel no escape atmosférico. Estritamente, isso não é verdade, já que a atmosfera de uma estrela e de um possível jovem planeta rochoso pode ficar quente o suficiente para lançar um vento hidrodinâmico no espaço, aumentando muito as taxas de escape. Para o sol, chamamos esse fenômeno de vento solar Parker.

Agora vamos dar uma olhada em como as partículas podem escapar da exobase.

3. Massa da partícula
No alto da atmosfera, a cerca de 100 km de altura, existe outra fronteira atmosférica, a homopausa. Aqui, a mistura de partículas devido aos movimentos do ar em grande escala torna-se tão ineficiente que as partículas começam a formar camadas de acordo com suas massas.

As espécies atômicas e moleculares mais pesadas estarão, portanto, uma vez que alcancem a exosfera $ \ sim $ 500km, estarão lá em números muito menores do que, por exemplo, hidrogênio . Assim, as taxas de escape de hidrogênio sempre serão mais altas do que outras espécies.

Esta é a imagem 'clássica', que não consegue explicar alguns mistérios envolvendo os gases nobres. Os gases nobres são quimicamente inertes, o que significa que não formam moléculas e, uma vez na atmosfera, devem permanecer ali por bilhões de anos. Exceto para aqueles que escapam. É por isso que os gases nobres estão fornecendo pontos de dados importantes ao construir teorias sobre o que aconteceu com a atmosfera da Terra.

Um problema importante é que o xenônio está faltando, em relação à sua contraparte mais leve Krypton e os outros gases nobres. Isso não deveria acontecer se a imagem clássica estiver correta. Recomendo a leitura da introdução no artigo de Zahnle et al. (2018) para uma imagem muito detalhada deste "problema do Xenon ausente".

Para resolver este problema e este artigo, deixe-me apresentar outro parâmetro de partícula:

4. Energias de ionização
Portanto, apenas a massa das partículas não explica as taxas de escape. o artigo de Zahnle et al. (2018) (e suas referências, esta não é uma ideia nova), no entanto, propõe que se as taxas de escape são principalmente dadas por íons, em seguida, uma imagem diferente emerge, que poderia reconciliar o escape via fracionamento em massa e falta de Xenon.

A ideia geral é que, como as energias de ionização diferem à medida que nos movemos através do sistema periódico de elementos, é muito mais fácil ionizar criptônio e xenônio. Uma massa de hidrogênio ionizado ou prótons será preexistente na alta atmosfera. As colisões íon-íon são muito mais eficientes no acoplamento de espécies do que as íon-neutras.
Então, se agora assumirmos que, em vez do hidrogênio neutro, os prótons escapam em sua maioria, eles teriam arrastado íons de criptônio e xenônio junto.
Exceto que, nas condições atmosféricas da Terra, os íons de criptônio se recombinam rapidamente em criptônio neutro, enquanto o xenônio não. Portanto, o artigo de Zahnle conclui que o Xenon ausente é uma indicação do passado, o escape de íons dominante.

Portanto, se os íons são tão importantes para o escape atmosférico, ao contrário das espécies neutras, provavelmente temos que pensar mais sobre as linhas do campo magnético que seguem. Finalmente, vamos discutir o campo magnético planetário.

5. Campo magnético e vento solar

Algumas linhas de campo magnético se conectam ao campo no espaço interplanetário. Os íons que viajam ao longo deles serão inevitavelmente perdidos no espaço e recolhidos pelo vento solar. A força desse efeito é dominada pela geometria das linhas de campo que se cruzam com o vento solar e pode levar à proteção total ou à erosão líquida da atmosfera.
Isso, entre outros efeitos como captação e pulverização catódica, foram resumidos em um artigo comparativo na Terra, Marte e Vênus em Gunell et al. (2018). Sua principal descoberta é

Embora um campo magnético planetário proteja a atmosfera de sputtering e captação de íons, ele permite o escape da calota polar e da cúspide, o que aumenta a taxa de escape. Além disso, as magnetosferas induzidas dos planetas não magnetizados também fornecem proteção contra sputtering e captação de íons da mesma forma que as magnetosferas dos planetas magnetizados. Portanto, ao contrário do que se tem acreditado e noticiado na imprensa (Achenbach 2017), a presença de um forte campo magnético planetário não necessariamente protege um planeta de perder sua atmosfera.

Eles descobrem que, com todas as complicações de diferentes processos de escape e diferentes ionizados e neutros espécies, ainda para qualquer planeta, as taxas de escape de íons podem superar os neutros por um fator de $ \ sim 4 $ . Isso é suficiente para explicar a retenção da atmosfera venusiana e a fuga da atmosfera marciana? Eu acho que não. Há outro fator que ignoramos até agora.

6. Massa planetária

Para encerrar essa história de fuga, quero voltar ao início da minha resposta, onde fiquei feliz que você mencionou Vênus. Isso ocorre porque Marte e Vênus formam um pequeno conjunto de um estudo de caso quase idêntico sobre o escape atmosférico. Apenas dois fatores são diferentes, embora seja muito mais difícil comparar quaisquer outros dois planetas do sistema solar.

Para comparar Marte e Vênus à ordem zero, pode-se dizer que suas atmosferas têm composição idêntica , que é principalmente $ \ rm CO_2 $ , como você já declarou. Ambos não possuem campo magnético intrínseco. Então, Vênus tem uma exosfera mais quente, condições de vento solar mais fortes, mas ainda é de alguma forma capaz de reter uma atmosfera que tem milhares de vezes mais massa do que a marciana.

Se agora adicionarmos à nossa perspectiva de que um campo magnético não desempenha um papel tão importante para a retenção de atmosferas, então o único parâmetro remanescente que é diferente entre Marte e Vênus é a massa, que difere por um fator de cerca de 10.
Um fator de 10 é significativo aqui, porque se formos para planetas agora com 10 massas da Terra, já entraremos no regime dos gigantes de gelo Urano e Netuno, que são capazes de conter em seu hidrogênio neutro.
Entender isso é comparativamente simples, já que o fluxo de escape totel $ \ Phi_0 $ é a integral da cauda de Maxwell-Boltzmann, que é aproximadamente $$ \ Phi_0 \ sim n (z _ {\ rm exo}) \ cdot v _ {\ rm rms} \ cdot \ left (\ frac {v _ {\ rm esc} ^ 2} {v _ {\ rm rms } ^ 2} + 1 \ direita) \ cdot \ exp (- \ frac {v _ {\ rm esc} ^ 2} {v _ {\ rm rms} ^ 2}) $$ (fonte: Coates, ou problemas de lição de casa ...) onde $ n (z _ {\ rm exo}) $ é a densidade numérica de uma espécie no auge de a exosfera, $ v _ {\ rm esc} = \ sqrt {2GM / R} $ é a velocidade de escape de um planeta com $ M $ a massa e $ R $ o raio e $ v _ {\ rm rms} = \ sqrt {2 kT _ {\ rm exo} / m} $ é a velocidade da raiz quadrada média da distribuição MB a uma dada temperatura exosférica $ T _ {\ rm exo} $ para um dado massa molecular média $ m $ . Portanto, como há um fator exponencial envolvido, a taxa de escape de jeans deve aumentar rapidamente conforme a massa planetária diminui. Assim, como as taxas de escape iônico são um fator algumas vezes mais neutras, mesmo que dominem a fuga, ainda são vinculado ao exponencial na função.

Mais informações também podem ser encontradas neste, um artigo um pouco mais antigo dos mesmos autores do artigo de Zahnle, onde eles também especulam um pouco um pouco sobre a fuga de exoplanetas e o papel da química atmosférica para esse efeito.

Resumo

A taxa de fuga de espécies iônicas pode dominar as taxas de fuga de espécies neutras. As taxas de escape iônico, entretanto, não reagem tão fortemente quanto se poderia pensar à presença de um campo magnético. Isso leva à imagem interessante de que a presença de um campo magnético é apenas um efeito de segunda ordem para determinar as taxas de escape.

O parâmetro dominante é então simplesmente a profundidade do poço gravitacional de um planeta, de onde os íons precisam escapar. As taxas de escape vão exponencialmente com a massa planetária vs. peso molecular e a energia térmica disponível na exobase é o que determina as taxas de escape mais fortemente.

Gases nobres e seu esgotamento podem possivelmente resolver alguns mistérios do passado da Terra, o tempo todo nos dizendo quanto hidrogênio escapou da Terra.
Conforme a tecnologia avança, podemos ser capazes de resolver as mesmas questões para Marte e Vênus um dia, mas ainda não chegamos lá.

Este foi um longo discurso, diga-me se algo não estiver claro.