A major source of differentiation is fractionation, an unequal distribution of elements and isotopes. This can be the result of chemical reactions, phase changes, kinetic effects, or radioactivity.^[1]:2–3 On the largest scale, planetary differentiation is a physical and chemical separation of a planet into chemically distinct regions. For example, the terrestrial planets formed iron-rich cores and silicate-rich mantles and crusts.^[2]:218 In the Earth's mantle, the primary source of chemical differentiation is partial melting, particularly near mid-ocean ridges.^[16]:68,153 This can occur when the solid is heterogeneous or a solid solution, and part of the melt is separated from the solid. The process is known as equilibrium or batch melting if the solid and melt remain in equilibrium until the moment that the melt is removed, and fractional or Rayleigh melting if it is removed continuously.^[17]

Isotopic fractionation can have mass-dependent and mass-independent forms. Molecules with heavier isotopes have lower ground state energies and are therefore more stable. As a result, chemical reactions show a small isotope dependence, with heavier isotopes preferring species or compounds with a higher oxidation state; and in phase changes, heavier isotopes tend to concentrate in the heavier phases.^[18] Mass-dependent fractionation is largest in light elements because the difference in masses is a larger fraction of the total mass.^[19]:47

Ratios between isotopes are generally compared to a standard. For example, sulfur has four stable isotopes, of which the two most common are ³²S and ³⁴S.^[19]:98 The ratio of their concentrations, R=³⁴S/³²S, is reported as

${\displaystyle \delta {}^{34}\mathrm {S} =1000\left({\frac {R}{R_{\mathrm {s} }}}-1\right),}$

where R is the same ratio for a standard. Because the differences are small, the ratio is multiplied by 1000 to make it parts per thousand (referred to as parts per mil). This is represented by the symbol ‰.^[18]:55

The composition of the Solar System is similar to that of many other stars, and aside from small anomalies it can be assumed to have formed from a solar nebula that had a uniform composition, and the composition of the Sun's photosphere is similar to that of the rest of the Solar System. The composition of the photosphere is determined by fitting the absorption lines in its spectrum to models of the Sun's atmosphere.^[22] By far the largest two elements by fraction of total mass are hydrogen (74.9%) and helium (23.8%), with all the remaining elements contributing just 1.3%.^[23] There is a general trend of exponential decrease in abundance with increasing atomic number, although elements with even atomic number are more common than their odd-numbered neighbors (the Oddo–Harkins rule). Compared to the overall trend, lithium, boron and beryllium are depleted and iron is anomalously enriched.^{[24]:284–285}

The pattern of elemental abundance is mainly due to two factors. The hydrogen, helium, and some of the lithium were formed in about 20 minutes after the Big Bang, while the rest were created in the interiors of stars.^{[4]:316–317}

Meteorites come in a variety of compositions, but chemical analysis can determine whether they were once in planetesimals that melted or differentiated.^[22]:45Chondrites are undifferentiated and have round mineral inclusions called chondrules. With the ages of 4.56 billion years, they date to the early solar system. A particular kind, the CI chondrite, has a composition that closely matches that of the Sun's photosphere, except for depletion of some volatiles (H, He, C, N, O) and a group of elements (Li, B, Be) that are destroyed by nucleosynthesis in the Sun.^[4]:318[22] Because of the latter group, CI chondrites are considered a better match for the composition of the early Solar System. Moreover, the chemical analysis of CI chondrites is more accurate than for the photosphere, so it is generally used as the source for chemical abundance, despite their rareness (only five have been recovered on Earth).^[22]

The planets of the Solar System are divided into two groups: the four inner planets are the terrestrial planets (Mercury, Venus, Earth and Mars), with relatively small sizes and rocky surfaces. The four outer planets are the giant planets, which are dominated by hydrogen and helium and have lower mean densities. These can be further subdivided into the gas giants (Jupiter and Saturn) and the ice giants (Uranus and Neptune) that have large icy cores.^{[25]:26–27,283–284}

ข้อมูลโดยตรงส่วนใหญ่เกี่ยวกับองค์ประกอบของดาวเคราะห์ยักษ์มาจากสเปกโทรสโกปีตั้งแต่ทศวรรษ 1930 เป็นที่ทราบกันว่าดาวพฤหัสบดีประกอบด้วยไฮโดรเจนมีเทนและแอมโมเนียมในทศวรรษ 1960 อินเตอร์เฟอโรเมตรีช่วยเพิ่มความละเอียดและความไวของการวิเคราะห์สเปกตรัมอย่างมาก ทำให้สามารถระบุโมเลกุลได้มากขึ้น รวมถึงอีเทนอะเซทิลีนน้ำและคาร์บอนมอนอกไซด์^{[ 26 ] : 138–139} อย่างไรก็ตาม สเปกโทรสโกปีจากโลกทำได้ยากขึ้นเรื่อยๆ กับดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลออกไป เนื่องจากแสงสะท้อน จากดวงอาทิตย์นั้นจางลงมาก และการวิเคราะห์สเปกโทรสโกปีของแสงจากดาวเคราะห์สามารถใช้ตรวจจับการสั่นสะเทือนของโมเลกุลเท่านั้น ซึ่งอยู่ใน ช่วงความถี่ อินฟราเรดสิ่งนี้จำกัดปริมาณของธาตุ H, C และ N ^{[ 26 ] : 130}ตรวจพบธาตุอื่นอีกสองชนิด ได้แก่ ฟอสฟอรัสในก๊าซฟอสฟีน (PH ) และเจอร์มาเนียมในเจอร์เมน (GeH ) ^{[ 26 ] : 131}

อะตอมของฮีเลียมมีการสั่นสะเทือนใน ช่วง อัลตราไวโอเลตซึ่งถูกดูดซับอย่างมากโดยชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ชั้นนอกและโลก ดังนั้น แม้จะมีอยู่มากมาย ฮีเลียมจึงถูกตรวจพบเพียงครั้งเดียวเมื่อมีการส่งยานอวกาศไปยังดาวเคราะห์ชั้นนอก และตรวจพบโดยอ้อมผ่านการดูดซับที่เกิดจากการชนในโมเลกุลของไฮโดรเจน^{[ 26 ] : 209}ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับดาวพฤหัสบดีได้มาจากยานสำรวจกาลิเลโอเมื่อถูกส่งเข้าไปในชั้นบรรยากาศในปี 1995 ^{[ 27 ] [ 28 ]}และภารกิจสุดท้ายของยานสำรวจแคสสินีในปี 2017 คือการเข้าไปในชั้นบรรยากาศของดาวเสาร์^{[ 29 ]}ในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี พบว่าฮีเลียมมีปริมาณลดลง 2 เท่าเมื่อเทียบกับองค์ประกอบของดวงอาทิตย์ และนีออนลดลง 10 เท่า ซึ่งเป็นผลลัพธ์ที่น่าประหลาดใจ เนื่องจากก๊าซเฉื่อยอื่นๆ และธาตุ C, N และ S มีปริมาณเพิ่มขึ้น 2 ถึง 4 เท่า (ออกซิเจนก็ลดลงเช่นกัน แต่เป็นเพราะบริเวณที่แห้งผิดปกติที่กาลิเลโอเก็บตัวอย่าง) ^{[ 28 ]}

วิธีการทางสเปกโทรสโกปีสามารถเจาะทะลุชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ได้ลึกเพียงระดับที่ความดันประมาณ 1 บาร์ ซึ่งใกล้เคียงกับ ความดันบรรยากาศของโลกที่ระดับน้ำทะเล [ ^{26 ] : 131ยาน}สำรวจกาลิเลโอสามารถเจาะทะลุได้ถึง 22 บาร์^{[ 28 ]}นี่เป็นเพียงส่วนน้อยของดาวเคราะห์ ซึ่งคาดว่าจะมีความดันสูงกว่า 40 เมกะบาร์ เพื่อจำกัดองค์ประกอบภายใน จึงมีการสร้างแบบจำลองทางเทอร์โมไดนามิกโดยใช้ข้อมูลเกี่ยวกับอุณหภูมิจากสเปกตรัมการปล่อยรังสีอินฟราเรดและสมการสถานะสำหรับองค์ประกอบที่เป็นไปได้^{[ 26 ] : 131}การทดลองความดันสูงทำนายว่าไฮโดรเจนจะเป็นของเหลวโลหะภายในดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ ในขณะที่ในดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนจะยังคงอยู่ในสถานะโมเลกุล^{[ 26 ] : 135–136}การประมาณการยังขึ้นอยู่กับแบบจำลองสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์ด้วย การควบแน่นของเนบิวลาก่อนดวงอาทิตย์จะส่งผลให้เกิดดาวเคราะห์ก๊าซที่มีองค์ประกอบเหมือนกับดวงอาทิตย์ แต่ดาวเคราะห์อาจก่อตัวขึ้นเมื่อแกนแข็งดักจับก๊าซเนบิวลา^{[ 26 ] : 136}

ในแบบจำลองปัจจุบัน ดาวเคราะห์ยักษ์ทั้งสี่ดวงมีแกนกลางเป็นหินและน้ำแข็งที่มีขนาดใกล้เคียงกัน แต่สัดส่วนของไฮโดรเจนและฮีเลียมจะลดลงจากประมาณ 300 เท่าของมวลโลกในดาวพฤหัสบดี เหลือ 75 เท่าในดาวเสาร์ และเพียงไม่กี่เท่าในดาวยูเรนัสและดาวเนปจูน^{[ 26 ] : 220}ดังนั้น ในขณะที่ดาวเคราะห์ยักษ์ก๊าซส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม ดาวเคราะห์ยักษ์น้ำแข็งส่วนใหญ่ประกอบด้วยธาตุหนัก (O, C, N, S) โดยส่วนใหญ่อยู่ในรูปของน้ำ มีเทน และแอมโมเนีย พื้นผิวเย็นพอที่จะทำให้ไฮโดรเจนโมเลกุลเป็นของเหลวได้ ดังนั้นส่วนใหญ่ของดาวเคราะห์แต่ละดวงจึงน่าจะเป็นมหาสมุทรไฮโดรเจนที่ทับซ้อนอยู่บนมหาสมุทรของสารประกอบที่หนักกว่า^{[ 30 ]}นอกแกนกลาง ดาวพฤหัสบดีมีเนื้อโลกเป็นไฮโดรเจนโลหะเหลวและชั้นบรรยากาศเป็นไฮโดรเจนโมเลกุลและฮีเลียม ไฮโดรเจนโลหะไม่ผสมกับฮีเลียมได้ดี และในดาวเสาร์ อาจก่อตัวเป็นชั้นแยกต่างหากอยู่ใต้ไฮโดรเจนโลหะ^{[ 26 ] : 138}

เชื่อกันว่าดาวเคราะห์ภาคพื้นดินมีต้นกำเนิดมาจากวัสดุเนบิวลาเดียวกันกับดาวเคราะห์ยักษ์ แต่พวกมันสูญเสียธาตุเบาส่วนใหญ่ไปและมีประวัติที่แตกต่างกัน ดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์อาจคาดว่าจะมีสัดส่วนของธาตุที่ทนความร้อนสูงกว่า แต่ถ้าขั้นตอนการก่อตัวในภายหลังเกี่ยวข้องกับการชนกันของวัตถุขนาดใหญ่ที่มีวงโคจรที่สำรวจส่วนต่างๆ ของระบบสุริยะ ก็อาจไม่มีความสัมพันธ์ที่เป็นระบบกับตำแหน่งมากนัก^{[ 31 ] : 3–4}

Direct information on Mars, Venus and Mercury largely comes from spacecraft missions. Using gamma-ray spectrometers, the composition of the crust of Mars has been measured by the Mars Odyssey orbiter,^[32] the crust of Venus by some of the Venera missions to Venus,^[31] and the crust of Mercury by the MESSENGER spacecraft.^[33] Additional information on Mars comes from meteorites that have landed on Earth (the Shergottites, Nakhlites, and Chassignites, collectively known as SNC meteorites).^[34]:124 Abundances are also constrained by the masses of the planets, while the internal distribution of elements is constrained by their moments of inertia.^[4]:334

The planets condensed from the solar nebula, and much of the details of their composition are determined by fractionation as they cooled. The phases that condense fall into five groups. First to condense are materials rich in refractory elements such as Ca and Al. These are followed by nickel and iron, then magnesium silicates. Below about 700 kelvins (700 K), FeS and volatile-rich metals and silicates form a fourth group, and in the fifth group FeO enter the magnesium silicates.^[35] The compositions of the planets and the Moon are chondritic, meaning that within each group the ratios between elements are the same as in carbonaceous chondrites.^[4]:334

The estimates of planetary compositions depend on the model used. In the equilibrium condensation model, each planet was formed from a feeding zone in which the compositions of solids were determined by the temperature in that zone. Thus, Mercury formed at 1400 K, where iron remained in a pure metallic form and there was little magnesium or silicon in solid form; Venus at 900 K, so all the magnesium and silicon condensed; Earth at 600 K, so it contains FeS and silicates; and Mars at 450 K, so FeO was incorporated into magnesium silicates. The greatest problem with this theory is that volatiles would not condense, so the planets would have no atmospheres and Earth no atmosphere.^{[4]:335–336}

ใน แบบ จำลองการผสมคอนไดรต์ องค์ประกอบของคอนไดรต์ถูกนำมาใช้เพื่อประมาณองค์ประกอบของดาวเคราะห์ ตัวอย่างเช่น แบบจำลองหนึ่งผสมส่วนประกอบสองส่วน ส่วนหนึ่งมีองค์ประกอบของคอนไดรต์ C1 และอีกส่วนหนึ่งมีเพียงส่วนประกอบที่ทนความร้อนของคอนไดรต์ C1 เท่านั้น^{[ 4 ] : 337}ในแบบจำลองอื่น ปริมาณของกลุ่มการแยกส่วนห้ากลุ่มจะถูกประมาณโดยใช้ธาตุดัชนีสำหรับแต่ละกลุ่ม สำหรับกลุ่มที่ทนความร้อนมากที่สุด จะใช้ ยูเรเนียมเหล็กสำหรับกลุ่มที่สอง อัตราส่วนของโพแทสเซียมและแทลเลียมต่อยูเรเนียมสำหรับสองกลุ่มถัดไป และอัตราส่วนโมลาร์ FeO/(FeO+ MgO ) สำหรับกลุ่มสุดท้าย การใช้แบบจำลองความร้อนและแผ่นดินไหวร่วมกับการไหลของความร้อนและความหนาแน่น Fe สามารถจำกัดได้ภายใน 10 เปอร์เซ็นต์บนโลก ดาวศุกร์ และดาวพุธ U สามารถจำกัดได้ภายในประมาณ 30% บนโลก แต่ปริมาณของมันบนดาวเคราะห์ดวงอื่นขึ้นอยู่กับ "การคาดเดาอย่างมีเหตุผล" ความยากลำบากประการหนึ่งของแบบจำลองนี้คือ อาจมีข้อผิดพลาดที่สำคัญในการทำนายความอุดมสมบูรณ์ของสารระเหย เนื่องจากสารระเหยบางชนิดมีการควบแน่นเพียงบางส่วนเท่านั้น^{[ 35 ] [ 4 ] : 337–338}

ยกเว้นใน หินอัคนีที่ เป็นกรด หรือมีซิลิกามาก ซึ่งมี ซิลิกามากกว่า 66% เรียกว่า หิน เฟลซิกควอตซ์จะไม่พบมากนักในหินอัคนี ในหินพื้นฐาน (มีซิลิกา 20% หรือน้อยกว่า) มักพบซิลิกาในปริมาณน้อย ซึ่งเรียกว่าหินมาฟิก หาก แมกนีเซียมและเหล็ก มี ปริมาณสูงกว่าค่าเฉลี่ยในขณะที่ซิลิกามีปริมาณต่ำ อาจพบ โอลิวีนได้ ในบริเวณที่มีซิลิกามากกว่าแร่เฟอร์โรแมกนีเซียม เช่นออไจต์ฮอร์นเบลนด์เอนสตาไทต์หรือไบโอไทต์ แทนที่จะเป็นโอลิวี นเว้นแต่ว่าโพแทสเซียมจะมีปริมาณสูงและซิลิกามีปริมาณต่ำลิวไซต์จะไม่พบ เนื่องจากลิวไซต์ไม่เกิดขึ้นร่วมกับควอตซ์อิสระ ในทำนองเดียวกัน เนเฟลีนมักพบในหินที่มีโซดามากและซิลิกาน้อย ในบริเวณที่มีด่าง สูง อาจพบไพรอกซีนและแอมฟิโบลที่มีโซดา เป็นองค์ประกอบได้ ยิ่งเปอร์เซ็นต์ของซิลิกาและอัลคาไลต่ำลงเท่าใด ก็ยิ่งพบเฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลส มากขึ้นเท่านั้น เมื่อเปรียบเทียบกับเฟลด์สปาร์โซดาหรือโพแทส^{[ 36 ]}

เปลือกโลกประกอบด้วยแร่ซิลิเกต 90% และความอุดมสมบูรณ์ของแร่เหล่านี้ในโลกมีดังนี้: เฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลส (39%), เฟลด์สปาร์อัลคาไล (12%), ควอตซ์ (12%), ไพรอกซีน (11%), แอมฟิโบล (5%), ไมกา (5%), แร่ดินเหนียว (5%); แร่ซิลิเกตที่เหลือประกอบเป็นอีก 3% ของเปลือกโลก มีเพียง 8% ของโลกเท่านั้นที่ประกอบด้วยแร่ที่ไม่ใช่ซิลิเกต เช่นคาร์บอเนตออกไซด์และซัลไฟด์^{[ 37 ]}

ปัจจัยกำหนดอีกประการหนึ่ง คือ สภาพทางกายภาพที่เกี่ยวข้องกับการรวมตัวกันนั้น โดยรวมแล้วมีบทบาทน้อยกว่า แต่ก็ไม่สามารถมองข้ามได้เลย แร่ธาตุบางชนิดพบได้เฉพาะในหินอัคนีแทรกซึมที่อยู่ลึก เช่น ไมโครไคลน์ มัสโคไวต์ และไดอัลเลจ ลิวไซต์นั้นหายากมากในมวลหินอัคนีแทรกซึม แร่ธาตุหลายชนิดมีลักษณะเฉพาะในระดับจุลภาคแตกต่างกันไปตามว่าพวกมันตกผลึกในระดับความลึกหรือใกล้ผิวดิน เช่น ไฮเปอร์สทีน ออร์โทเคลส และควอตซ์ มีตัวอย่างที่น่าสนใจบางอย่างของหินที่มีองค์ประกอบทางเคมีเหมือนกัน แต่ประกอบด้วยแร่ธาตุที่แตกต่างกันโดยสิ้นเชิง เช่น ฮอร์นเบลนไดต์แห่งแกรนในนอร์เวย์ ซึ่งประกอบด้วยฮอร์นเบลนด์เพียงอย่างเดียว มีองค์ประกอบเหมือนกับแคมป์โทไนต์ บางชนิด ในบริเวณเดียวกันที่ประกอบด้วยเฟลด์สปาร์และฮอร์นเบลนด์ชนิดอื่น ในส่วนนี้ เราอาจกล่าวซ้ำสิ่งที่ได้กล่าวไว้ข้างต้นเกี่ยวกับการกัดกร่อนของแร่ธาตุแบบพอฟิริติกในหินอัคนี ในไรโอไลต์และแทรไคต์ ผลึกฮอร์นเบลนด์และไบโอไทต์ในระยะแรกอาจพบได้เป็นจำนวนมากซึ่งถูกแปลงเป็นออไจต์และแมกเนไทต์บางส่วน ฮอร์นเบลนด์และไบโอไทต์มีความเสถียรภายใต้ความดันและสภาวะอื่นๆ ใต้พื้นผิว แต่ไม่เสถียรในระดับที่สูงขึ้น ในเนื้อพื้นของหินเหล่านี้ ออไจต์มีอยู่เกือบทุกที่ แต่หินแกรนิตและไซเอไนต์ซึ่งเป็นตัวแทนของหินอัคนีชนิดเดียวกันนั้น มีไบโอไทต์และฮอร์นเบลนด์มากกว่าออไจต์มาก^{[ 36 ]}

Those rocks that contain the most silica, and on crystallizing yield free quartz, form a group generally designated the "felsic" rocks. Those again that contain the least silica and most magnesia and iron, so that quartz is absent while olivine is usually abundant, form the "mafic" group. The "intermediate" rocks include those characterized by the general absence of both quartz and olivine. An important subdivision of these contains a very high percentage of alkalis, especially soda, and consequently has minerals such as nepheline and leucite not common in other rocks. It is often separated from the others as the "alkali" or "soda" rocks, and there is a corresponding series of mafic rocks. Lastly, a small sub-group rich in olivine and without feldspar has been called the "ultramafic" rocks. They have very low percentages of silica but much iron and magnesia.

Except these last, practically all rocks contain felspars or feldspathoid minerals. In the acid rocks, the common feldspars are orthoclase, perthite, microcline, and oligoclase—all having much silica and alkalis. In the mafic rocks labradorite, anorthite, and bytownite prevail, being rich in lime and poor in silica, potash, and soda. Augite is the most common ferromagnesian in mafic rocks, but biotite and hornblende are on the whole more frequent in felsic rocks.^[36]

Rocks that contain leucite or nepheline, either partly or wholly replacing felspar, are not included in this table. They are essentially of intermediate or of mafic character. We might in consequence regard them as varieties of syenite, diorite, gabbro, etc., in which feldspathoid minerals occur, and indeed there are many transitions between syenites of ordinary type and nepheline — or leucite — syenite, and between gabbro or dolerite and theralite or essexite. But, as many minerals develop in these "alkali" rocks that are uncommon elsewhere, it is convenient in a purely formal classification like that outlined here to treat the whole assemblage as a distinct series.^[36]

This classification is based essentially on the mineralogical constitution of the igneous rocks. Any chemical distinctions between the different groups, though implied, are relegated to a subordinate position. It is admittedly artificial, but it has grown up with the growth of the science and is still adopted as the basis on which more minute subdivisions are erected. The subdivisions are by no means of equal value. The syenites, for example, and the peridotites, are far less important than the granites, diorites, and gabbros. Moreover, the effusive andesites do not always correspond to the plutonic diorites but partly also to the gabbros. As the different kinds of rock, regarded as aggregates of minerals, pass gradually into one another, transitional types are very common and are often so important as to receive special names. The quartz-syenites and nordmarkites may be interposed between granite and syenite, the tonalites and adamellites between granite and diorite, the monzonites between syenite and diorite, norites and hyperites between diorite and gabbro, and so on.^[36]