Astronomowie ustalili, że cząsteczki wody przemieszczają się z ośrodka międzygwiazdowego bezpośrednio do dysków protoplanetarnych wokół młodych gwiazd, a następnie do ciał lodowych, takich jak komety, które mogą przenosić je na planety. Tak więc cząsteczki wody w Układzie Słonecznym, w tym na Ziemi, powstały w ośrodku międzygwiazdowym jeszcze przed powstaniem Słońca. Artykuł na ten temat ukazał się w czasopiśmie Nature.

Woda jest ważna nie tylko dla powstania i istnienia znanych nam form życia, ale także dla procesów powstawania gwiazd i planet. Naukowców od dawna interesuje cała wędrówka cząsteczek wody, która zaczyna się w międzygwiazdowych obłokach gazu i pyłu, a kończy na powierzchniach i atmosferach planet. W zrozumieniu tego może pomóc pomiar stosunku cząsteczek ciężkiej wody (HDO) do zwykłej wody (H2O) w mgławicach, młodych gwiazdach i małych ciałach Układu Słonecznego, co dostarczy informacji o tym, gdzie powstały określone cząsteczki wody.

Jednak przez długi czas problemem była obserwacja cząsteczek wody w dyskach protoplanetarnych wokół młodych gwiazd, ponieważ dość łatwą do wykrycia parę wodną obserwuje się tylko w obrębie wąskiej linii - mniej niż 10 jednostek astronomicznych od gwiazdy, a za nią zamienia się w lód. Zespół astronomów kierowany przez Johna J. Tobina z US National Radio Astronomy Observatory opublikował pomiary zawartości HDO/H2O w dysku protoplanetarnym wokół podobnej do Słońca protogwiazdy V883 Orionis za pomocą systemu radioteleskopów ALMA.

V883 Orionis ma masę 1,3 masy Słońca, ma około pół miliona lat i leży 1300 lat świetlnych od Słońca. Dysk wokół gwiazdy ma masę 0,02-0,09 mas Słońca, promieniowanie pyłu i gazu rejestrowane jest odpowiednio do 125 i 320 jednostek astronomicznych od gwiazdy.

Obrazy dysków ALMA ALMA, ESO, NAOJ, NRAO, J. Tobin, B. Saxton / NRAO / AUI / NSF gwiazdy V883 Orionis

Naukowcy bezpośrednio zarejestrowali emisję cząsteczek HDO i H218O w fazie gazowej dysku. Stało się to możliwe dzięki temu, że około 130 lat temu w układzie nastąpił wybuch akrecji materii na protogwiazdę, w wyniku którego jego jasność wzrosła do 200 jasności Słońca, a większość dysku nagrzała się powyżej temperatury sublimacji wody. Dzięki temu linia śniegu dla wody znajdowała się w odległości 40-120 jednostek astronomicznych od gwiazdy.

Stosunek HDO/H2O w dysku wokół V883 Orionis wynosił (2,26±0,63)×10–3. Wartość ta jest porównywalna z wartościami uzyskiwanymi dla powłok protogwiazd i komet Układu Słonecznego i przewyższa wartość uzyskiwaną dla ziemskich oceanów. Oznacza to, że zarówno woda, metanol, jak i deuterowane cząstki powstają w lodowym płaszczu cząstek pyłu w ośrodku międzygwiazdowym jeszcze przed uformowaniem się gwiazdy, a podczas formowania się dysku protoplanetarnego lub komet nie dochodzi do znaczących zmian chemicznych te cząsteczki, zamknięte w lodzie, który następnie wpada w skład komet, planetozymali lub asteroid. 

W przypadku Układu Słonecznego oznacza to, że cząsteczki wody powstały w zimnym ośrodku międzygwiazdowym przed powstaniem Słońca, a następnie dostały się do otaczającego go dysku, z którego powstały komety i planety.