К сожалению, очень трудно определить истинную первичную распространенность дейтерия. Классическое значение для распространенности по массе дейтерия в воде на Земле — 150 частей на миллион. (Именно дейтерий будет использоваться в качестве топлива термоядерных реакторов, если когда-нибудь удастся должным образом управлять термоядерными реакциями.) Однако это искаженная временем цифра; тот факт, что атомы дейтерия вдвое тяжелее атомов водорода, дает им возможность несколько более охотно связываться в молекулы тяжелой воды (HDO), так что из поля притяжения Земли должна была вырваться меньшая доля дейтерия, чем водорода. В то же время спектроскопия указывает на очень малую распространенность дейтерия на поверхности Солнца — меньше, чем четыре части на миллион. Это тоже искаженная цифра — дейтерий во внешних областях Солнца должен был быть большей частью уничтожен путем реакции с водородом с превращением в легкий изотоп гелия >3Не.
Наши знания о распространенности космического дейтерия были поставлены на значительно более прочную основу в 1973 году, благодаря наблюдениям в ультрафиолетовом диапазоне с искусственного спутника Земли «Коперник». Атомы дейтерия, как и водорода, могут поглощать ультрафиолетовый свет строго определенных длин волн, соответствующих переходам, в которых атом возбуждается из состояния наименьшей энергии в более высокое по энергии состояние. Эти длины волн слегка зависят от массы атомного ядра, так что ультрафиолетовый спектр звезды, чей свет доходит до нас сквозь межзвездную смесь водорода и дейтерия, будет пересечен рядом темных линий поглощения, разделенных на две компоненты каждая, одна из которых — от водорода, а другая — от дейтерия. Относительное потемнение любой пары компонент линий поглощения немедленно даст тогда относительную распространенность водорода и дейтерия в межзвездном облаке. К сожалению, атмосфера Земли такова, что очень трудно с поверхности осуществить какие бы то ни было астрономические наблюдения в ультрафиолетовой области. Спутник «Коперник» нес на себе ультрафиолетовый спектрометр, который был использован для изучения линий поглощения в спектре горячей звезды β Центавра; из их относительной интенсивности было найдено, что межзвездная среда между нами и β Центавра содержит около 20 частей на миллион (по массе) дейтерия. Более поздние наблюдения линий ультрафиолетового поглощения в спектрах других горячих звезд дали аналогичные результаты.
