Quelle peut donc être l’origine de ces deux types de gaz qui ont co-existé dans les régions internes du système solaire jeune ? Dans les nuages interstellaires à l’origine des systèmes planétaires, l’hydrogène est principalement réparti entre deux composants.
Le premier est le gaz H2, le dihydrogène (que l’on appelle parfois hydrogène plus simplement, même si cela peut induire une confusion avec l’atome d’hydrogène). Très abondant, H2 contient quasiment tous les atomes d’hydrogène mais très peu de deutérium, c’est lui qui est à l’origine de l’essentiel du gaz qui a formé le système solaire, le gaz solaire. Le second composant, très peu abondant, ne correspond qu’à une toute petite partie de l’hydrogène et est sous forme de glace et notamment de glace d’eau formée à très basse température dans les nuages interstellaires.
À cause de ces très basses températures, cette eau interstellaire est très riche en deutérium. Nous avons donc proposé que la composition terrestre intermédiaire entre ces deux composants résulte de la vaporisation d’un excès de glaces interstellaires apportées lors de l’effondrement du nuage interstellaire parent du système solaire directement dans les régions internes chaudes où se forment les inclusions réfractaires, dès le début de l’effondrement du nuage interstellaire et de la formation du disque protoplanétaire.
Ces résultats impliquent que dans le gaz dans lequel se sont formées les briques des planètes telluriques et notamment celles de la Terre, il y avait déjà une vapeur d’eau ayant la bonne composition isotopique pour expliquer l’origine de l’eau sur Terre. Puisque les isotopes permettent de tracer la source des éléments, les premiers petits corps à l’origine des planètes qu’on appelle les planétésimaux et qui se sont formés dans ce gaz ont donc tout à fait pu incorporer de l’eau lors de leur formation sans qu’il soit besoin d’en apporter tardivement d’un autre endroit du système solaire.
Cette conclusion est en bon accord avec l’observation que l’eau de beaucoup d’objets planétaires possède cette composition : bon nombre de météorites astéroïdales, y compris celles issues de Vesta, y compris les chondrites à enstatite qui sont peut-être les restes des briques de la Terre, ainsi qu’un certain nombre de comètes et probablement aussi le manteau martien. Bien que l’histoire géologique et atmosphérique de Mars rende difficile la détermination de la composition primordiale du manteau martien, il existe un certain nombre de données montrant une composition isotopique de H similaire à celle de l’eau terrestre.
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