Địa hóa học
Sự phong phú của các nguyên tố > Hành tinh đất đá

Xem thêm: Composition of Mars
Các hành tinh đất đá được cho là đến từ cùng một vật chất tinh vân như các hành tinh khổng lồ, nhưng chúng đã mất hầu hết các nguyên tố nhẹ hơn và có lịch sử khác nhau. Các hành tinh gần Mặt trời hơn có thể có phần tử vật liệu chịu lửa cao hơn, nhưng nếu các giai đoạn hình thành sau này của chúng liên quan đến sự va chạm của các vật thể lớn có quỹ đạo lấy mẫu các phần khác nhau của Hệ Mặt trời, thì có thể có ít sự phụ thuộc hệ thống vào vị trí.
Thông tin trực tiếp về Sao Hỏa, Sao Kim và Sao Thủy phần lớn đến từ các nhiệm vụ tàu vũ trụ. Sử dụng quang phổ tia gamma, thành phần của lớp vỏ Sao Hỏa đã được đo bằng quỹ đạo Mars Odyssey và lớp vỏ của Sao Thủy bằng tàu vũ trụ  MESSENGER . Thông tin bổ sung về Sao Hỏa xuất phát từ các thiên thạch rơi xuống Trái Đất (Shergottite, Nakhlite s và Chassignite, được gọi chung là thiên thạch SNC). Sự phong phú cũng bị hạn chế bởi khối lượng của các hành tinh, trong khi sự phân bố bên trong của các yếu tố bị hạn chế bởi những khoảnh khắc quán tính của chúng.
Các hành tinh ngưng tụ từ tinh vân mặt trời và phần lớn các chi tiết về thành phần của chúng được xác định bằng cách phân đoạn khi chúng nguội đi. Các giai đoạn ngưng tụ rơi vào năm nhóm. Đầu tiên để ngưng tụ là các vật liệu giàu các yếu tố chịu lửa như Ca và Al. Chúng được theo sau bởi niken và sắt, sau đó magiê silicat. Dưới khoảng 700 kelvin s (700 K), FeS và các kim loại và silicat giàu dễ bay hơi tạo thành nhóm thứ tư, và trong nhóm thứ năm FeO nhập silicat magnesi. Các thành phần của các hành tinh và Mặt trăng là  chondritic , có nghĩa là trong mỗi nhóm, tỷ lệ giữa các yếu tố giống như trong các chondrites carbonaceous.
Các ước tính của các thành phần hành tinh phụ thuộc vào mô hình được sử dụng. Trong mô hình 'ngưng tụ cân bằng', mỗi hành tinh được hình thành từ một "vùng cho ăn", trong đó các thành phần của chất rắn được xác định bởi nhiệt độ trong vùng đó. Do đó, Sao Thủy hình thành ở 1400 K, trong đó sắt vẫn ở dạng kim loại nguyên chất và có ít magnesi hoặc silic ở dạng rắn; Sao Kim ở 900 K, vì vậy tất cả magnesi và silicon ngưng tụ; Trái Đất ở 600 K, vì vậy nó chứa FeS và silicat; và sao Hỏa ở 450 K, vì vậy FeO được tích hợp vào silicat magnesi. Vấn đề lớn nhất với lý thuyết này là các chất bay hơi sẽ không ngưng tụ, do đó các hành tinh sẽ không có bầu khí quyển và Trái Đất không có bầu khí quyển.
Trong các mô hình  chondritic trộn , các chế phẩm của chondrites được sử dụng để ước tính các thành phần hành tinh. Ví dụ, một mô hình trộn hai thành phần, một thành phần có thành phần của chondrites C1 và một thành phần chỉ có các thành phần chịu lửa của chondrites C1. Trong một mô hình khác, sự phong phú của năm nhóm phân đoạn được ước tính bằng cách sử dụng một yếu tố chỉ mục cho mỗi nhóm. Đối với nhóm vật liệu chịu lửa nhất, uranium được sử dụng; sắt cho lần thứ hai; tỷ lệ kali và thallium so với urani trong hai lần tiếp theo; và tỷ lệ mol FeO / (FeO + MgO) cuối cùng. Sử dụng các mô hình nhiệt và địa chấn cùng với lưu lượng và mật độ nhiệt, Fe có thể bị hạn chế trong vòng 10 phần trăm trên Trái Đất, Sao Kim và Sao Thủy. Bạn có thể bị giới hạn trong khoảng 30% trên Trái Đất, nhưng sự phong phú của nó trên các hành tinh khác dựa trên "những phỏng đoán có giáo dục". Một khó khăn với mô hình này là có thể có những lỗi đáng kể trong dự đoán của nó về sự phong phú dễ bay hơi vì một số chất bay hơi chỉ bị ngưng tụ một phần.