Вода является ключевым компонентом, определяющим химическую эволюцию тел Солнечной системы. В ранней Солнечной системе её происхождение связано с несколькими основными источниками: межзвёздной водой, аккреционными процессами в протопланетном диске, а также внутренними и внешними химическими реакциями на астероидоподобных телах.
Молекулы воды, образовавшиеся в межзвёздных облаках, попали в протопланетный диск при его формировании. Изотопный состав этой воды, в частности отношение дейтерия к водороду (D/H), служит важным индикатором её происхождения. Высокие значения D/H, обнаруженные в некоторых кометах, указывают на межзвёздное происхождение, так как такие условия характерны для холодных туманностей, где доминирует образование ледяных покровов на пылинках.
Примордиальная вода присутствовала как в газовой, так и в твёрдой фазе протопланетного диска. Внутри снежной линии (ice line), где температура превышала 150–170 K, вода находилась в газовой форме, тогда как за пределами этой линии она конденсировалась в виде льда, покрывающего пылевые зерна. Эта дихотомия определяла дальнейшее распределение воды в телах Солнечной системы.
Процесс аккреции протопланетных тел способствовал концентрации воды в более массивных объектах. Астероиды и планетезимали, сформированные за пределами снежной линии, содержали значительные запасы льда и гидратированных минералов, таких как серпентин и амфиболы. Эти минералы фиксировали воду в кристаллической структуре, делая её менее подверженной испарению при воздействии высоких температур.
Внутренние процессы на ранних планетах и крупных астероидах могли способствовать дегидратации минералов и высвобождению воды, которая затем мигрировала к более холодным регионам или формировала гидросферы. Влияние крупных столкновений приводило к перераспределению воды и частичной её дегазации, что обуславливало химическую эволюцию планетарных тел.
В условиях протопланетного диска вода могла образовываться посредством газофазных реакций, включающих водород и кислородные радикалы: [ , ] Эти реакции эффективны при температуре 200–500 K, характерной для внутренних регионов диска, но ограничены в холодных внешних областях.
На поверхности пылевых частиц возможны каталитические реакции, приводящие к образованию льда даже при низких температурах (10–50 K). Вода на пылевых зернах служила «катализатором» для дальнейшего образования сложных органических молекул, что имеет значение для предбиотической химии.
Кометы и водосодержащие астероиды играли ключевую роль в перераспределении воды по Солнечной системе. Кометы, сформированные в холодных внешних регионах, содержали примордиальные льды с высоким D/H. При миграции вблизи Солнца часть льда испарялась, обогащая внутренние области диска.
Астероиды класса C, с высоким содержанием гидратированных минералов, могли переносить воду на внутренние планеты через метеоритную бомбардировку. Изотопный анализ метеоритов показывает, что вода, доставленная этими телами, близка по составу к земной воде, что подтверждает гипотезу об их значимости в формировании гидросферы Земли.
Радиоактивный распад краткоживущих изотопов, таких как (^{26}), обеспечивал тепловую энергию, вызывая локальное плавление льда в протопланетных телах. Вода могла мигрировать внутрь астероидов, образуя подземные резервуары жидкой воды и гидротермальные системы. Эти процессы приводили к минерализации и формированию гидратированных минералов, фиксируя воду в твёрдой форме для последующих миллиардов лет.
Термическая дифференциация крупных планетных тел также способствовала перераспределению воды. На ранней Земле и Венере интенсивный нагрев мог вызывать дегазацию льда и образование первичной атмосферы, содержащей водяной пар. Этот пар конденсировался при охлаждении планетной поверхности, формируя первые океаны и гидросферы.
Комплексный анализ свидетельствует о мультикомпонентном происхождении воды в Солнечной системе:
Эти механизмы вместе определяли распределение воды, её изотопный состав и химическую активность на ранних этапах формирования планет. Исследование этих процессов имеет фундаментальное значение для понимания эволюции гидросфер, предбиотической химии и возможности существования жизни на планетах Солнечной системы.