太陽系の元素組成
原子番号が30番以下の元素の存在度は、概ね原子番号の増加に伴い、指数関数的な減少を見せる。但し、3番のリチウムから5番のホウ素は著しく少なくなっている。
原子番号が偶数の元素は、一般的に前後の奇数の元素より多量に存在する。これは、Oddo=Harkinsの法則(英語版)と呼ばれ、原子核の安定性による。他の元素を引き離して多量に存在する元素は、水素、ヘリウム、炭素、窒素、酸素、ネオン、マグネシウム、ケイ素、硫黄および鉄の10元素であるが、水素およびヘリウムは特に多い。これは、元素合成の過程が大いに影響し、核融合反応や、トリプルアルファ反応、アルファ粒子過程で4の倍数の質量数を持つ原子核が多量に生成され、核子1個当たりの結合エネルギーによる質量欠損が最も大きい鉄56あたりで止まるためである。
半減期が概ね10年オーダーより短い放射性同位体は、地球および太陽系の年代である46億年の間に殆どが崩壊して失われるため、存在しない。安定同位体の存在しないテクネチウムやプロメチウムは、痕跡量しか存在しない。また、原子番号84番のポロニウムから89番のアクチニウムまでおよび91番のプロトアクチニウムは、半減期の短い同位体しか存在しないが、ウランやトリウムの放射性壊変系列において定常的に生成するために、極微量が存在する。