氢分子和氦分子质量极轻，极易逃逸。与氦不同，氢能与其他更重的原子结合形成重分子，因此尽管氢原子比氦原子更轻，却能以结合态大量留存。即便如此，氢也常会摆脱与重原子的结合，形成氢分子，或是被上层大气的辐射解离，随后以远快于氧等元素的速度飞入太空。
氧的质量更大，更容易留存，但它会通过融入岩石的方式从大气中消失。沙子、石灰石、花岗岩、金属矿石等各类岩石，其主要成分都包含氧。
如果一颗行星表面没有大量水或冰，我们总能从岩石中提取氧，但这一过程能耗极高。即便用高效太阳能板覆盖整个星球，仅通过熔融或电解方式从岩石中提取氧，也需要数百年甚至数千年，才能收集到足够形成浅海和可供呼吸大气的氧。
当然，我们还需考虑氧的留存问题：从岩石中提取的氧，可能会迅速重新与岩石结合。比如将氧化铁分解为铁和氧，铁会再次氧化，重新吸收氧。
尽管如此，我们仍能从中提取氧用于制造大气和水，但制造水还需要氢。如果行星本身没有大量氢，我们就需要从其他地方运送。
我们也可以直接运送水，外太阳系的冰中富含水，任何太阳系大概率都是如此。但这是否能节约成本仍存争议，因为水的质量近90%是氧，将氧运送数百万英里的能耗，与从岩石中提取氧的能耗相近。
能源来源也至关重要：适合地球化改造的行星通常太阳能资源丰富，而冰储量丰富的区域显然光照不足——若光照充足，冰就不会存在。
反过来说，这类区域是太阳系中氢的海量储存地，氢以单质形式存在，而非水、甲烷或氨。但这些区域往往有着巨大的重力井，在大规模运送物质时，重力始终是阻碍。
我们讨论运送大气时，会再详细讲解氢的运送方式，二者原理相似。比如火星的氮元素储量就十分匮乏。
在继续讲解之前，关于水，我们还有两个常被忽视的重要问题。首先，以火星为例，它的地壳成分与地球相似，且曾经存在液态水，不算典型案例，但我们要记住：水会侵蚀陆地。
水的蒸发速率与降雨速率，和星球当前的水量关联不大。在地球化改造初期，远在形成数英里深的海洋之前，星球就会出现大量降雨。因为几英寸深的浅水洼，与相同表面积的深水沟蒸发速率一致。
所以在星球拥有足量水之前