Güneş Sistemi'nin karasal gezegenlerinde su
Dünya ve Mars'ta su birikimi

İsotopik D/H oranı, kayasal gezegenlerde H2O kaynakları için ilk sınırlamadır. Gezegenlerin D/H oranlarıyla karbonlu kondrit ve kuyruklu yıldızlarınkiler kıyaslanarak H2O'nun kaynağını geçici olarak tespit etmek mümkündür. Birikmiş H2O için en güvenilir sınır, atmosfere ait olmayan H2O ölçülerek tespit edilir. Çünkü atmosferin D/H oranı, yüzey H2O'suyla isotopik dengede olmaması hâlinde H'nin öncelikli kaybı ile değişebilmektedir. Dünya'nın VSMOW D/H oranı olan 1,6×10−4 ve çarpma etkilerinin modellenmesiyle kabuktaki suya kuyruklu yıldız katkısının %10'dan daha az olduğunu göstermektedir. Bununla birlikte suyun büyük bir kısmı Asteroit Kuşağı'nda 2,5 AB ötede oluşan Merkür boyutundaki gezegen embriyolardan elde edilmiş olabilir. QUE 94201 gibi Mars meteorlarındaki magmatik D/H oranlarının dekonvolüsyonuyla yapılan tahminler, Mars'ın ilk D/H oranının VSMOW değerinin ×(1,9+/-0,25) olduğunu göstermiştir. Daha yüksek D/H ve (Mars'ın daha küçük kütlesiyle Dünya'nınkinden hatırı sayılır derecede farklı olan) çarpma modellemeleri, Mars'ın toplamda şimdiki Dünya hidrosferinin %6 ilâ %27'si kadar su topladığı görüşünü ileri sürer. Bu da baştaki D/H'nin SMOW değerinin ×1,6 ve ×1,2 olmasına tekabül eder. Baştaki yoğunlaşmalar, kabaca asteroit ve kuyruklu yıldız katkılarıyla uyuşmakta olmakla birlikte sonraki değer, ekseriya asteroitlerin katkıda bulunduğu sonucuna vardırır. Tekabül eden WEG 0,6-2,7 km arası olup %50'lik bir gaz çıkışı verimliliği (İng. İngilizce: outgassing efficiency) ile uyumludur ve bu da ~500 m'lik bir WEG yüzey suyu eşdeğeri demektir. ×5,5 SMOW olan şimdiki atmosfer D/H oranıyla ilk ×1,6 SMOW oranı kıyasladığında bunun ~50 m'sinin Güneş rüzgârının molekülleri atmosferden uzaya fırlatılmasıyla kaybedildiği anlaşılır (İng. İngilizce: solar wind stripping).
Büyüyen Dünya'ya ve Mars'a kuyruklu yıldızlardan ve asteroitlerden su gelmiş olduğu, izotopik D/H oranları göz önünde bulundurulduğunda tercihe şayan gibi görülse de bu tespitin hatırı sayılır problemleri vardır. Bu bağlamdaki önemli problemler şunlardır:
Mars meteorlarında daha yüksek olan D/H oranları, önyargılı bir örneklemenin sonucunda olmuş olabilir. Çünkü Mars'ta muhtemelen hiçbir zaman verimli bir kabuk geri dönüşüm süreci olmamıştır.
Dünya'daki 187Os/188Os isotop oranının Basit Üst Manto tahmini (İng. İngilizce: Primitive Upper Mantle estimate), 0,129'u aşmaktadır. Bu, gezegen embriyolara benzer bileşimdeki karbon kondiritlerin  Dünya'ya su tedariki yapmış olmasını pek muhtemel yapmaz.
Dünya atmosferindeki Neon gazı miktarı, bütün ender gazlar ve H2O, karbonlu kondrit benzeri bileşimleri olan gezegen embriyolardan gelmiş olması hâlinde beklenenden daha yüksektir.
Kuyruklu yıldız ve asteroitlerden H2O'nun gelmesi teorisine bir alternatif, yerbenzeri gezegenlerin Güneş bulutu'nda fizikî tutunmayla (İng. İngilizce: physisorption) meydana gelmiş bir birikim (İng. İngilizce: accretion) olmasıdır ki bu, Güneş birikim diskinin 3 AB dahilinde takriben iki Dünya kütlesi su buharı olduğuna dair yapılmış termodinamik tahminle uyuşmaktadır. Bu da kayasal bir gezegenin başta 50 Dünya hidrosferi kütlesi kadar suyu bir araya getirebilmek için lazım olanın 40 katıdır. Bulutsu H2O(g)'nin çoğu toplanma diskinin yüksek sıcaklık ortamından dolayı kaybolması muhtemelse de fizikî tutunmayla toplanma taneleri üzerinde yaklaşık üç Dünya hidrosferi H2O tutmak 500 K (227 °C; 440,6 °F) sıcaklıkta mümkündür. Bu adsorpsiyon modeli, distal kaynaklı H2O'daki 187Os/188Os izotop oranı eşitsizliği sorunundan etkilenmez. Jüpiter ve Satürn'ün atmosferlerindeki CH4 ile spektroskopik olarak şimdiye kadarki en iyi D/H oranı 2,1×10−5'dir. Bu da Dünya'nın VSMOW oranının sekizde biridir. Eğer genel olarak kayasal gezegenlerde ve özel olarak Dünya'da H2O birikmesinin dominant şekli fizikî tutunma ise bu farkın nasıl mevcut olabildiği anlaşılmış değildir.