Nature Geoscience：由金星大氣-內部演化推測金星經歷了「幹」的後期增生

NG：由金星大氣-內部演化推測金星經歷了「幹」的後期增生

類地行星在形成過程中，經受了大量的撞擊。這些撞擊包括大量原始星子的轟擊（Planetesimal bombardment）和少量火星大小且發生分異的大天體撞擊（Giant impact）。目前普遍認為月球就是一顆火星大小的天體撞擊地球後形成的（Giant impact hypothesis），即月球大碰撞起源假說，該假說主要論據包括月球和地球穩定同位素比率相同、月球鐵核較小、月球公轉方向和地球自轉方向相同等特徵。大碰撞事件應該是地球經歷的最後一次大型撞擊，後續的撞擊都沒能再整體性的改變地球的性質。類地行星在經歷完大撞擊階段或內核形成結束之後，又通過小星體撞擊吸積了大量物質，將這一階段稱為後期增生（Late Accretion）（Morbidelli and Wood, 2015），後期增生事件可能是類地行星揮發份、甚至生命元素的主要來源。因此，後期增生階段對類地行星揮發份的起源和行星演化有重要影響。主要的關鍵科學問題包括：（1）類地行星在後期增生階段一共吸積了多少物質？（2）這些物質中揮發份的含量、特別是水含量佔多少？（3）這些物質來源是哪類小星體？（4）撞擊體的大小和數量的分布特徵？

地球的後期增生研究較多，目前認為地球的後期增生事件貢獻了0.5%-1.5%的地球質量。從解決地球水來源的角度看，含水較多的碳質球粒隕石(CC)是後期增生最佳的物質來源，但是最近的地球化學分析結果顯示乾燥的頑輝石球粒隕石(EC)才可能是地球後期增生的主要物質來源（Fischer-Goedde and Kleine, 2017; Dauphas, 2017）。金星由於缺乏巖石樣品，對金星的過去了解有限。考慮到金星沒有生物圈、積水和全球板塊運動，其大氣經歷的揮發份循環比地球要少很多，因此可以從現在金星的大氣成分來推測原始金星的大氣成分（Lammer et al., 2018）。

圖 1 金星長期演化過程中金星大氣水含量的變化，及影響金星大氣水含量的交換機制（Gillmann et al., 2020）

Gillmannet al.（2020）將撞擊模型與行星內部-大氣耦合模式相結合，模擬了在巖漿洋固化後的揮發物演化（圖1），通過對比不同的後期增生模型，將模擬結果與現今金星大氣對比，獲得了最佳的後期增生模型（圖2）。金星早期的增生性碰撞和大氣導致高溫，形成巖漿洋。此階段原始大氣會在千萬年尺度就逃逸掉，每十萬到千萬年間陸地水將流失一次，巖漿洋在百萬年間迅速固化。因此，在巖漿洋固體化後，也就是演化模型開始時，金星大氣的初始水含量為零；巖漿洋會釋放二氧化碳，氮氣主要被束縛在表面，所以後期增生階段開始時的揮發物壓強設定為(0 bar N₂,0 bar H₂O,65 bar CO₂)。在後期增生階段，儘管有大氣逃逸和撞擊侵蝕，但並不足以防止揮發物的積聚，火山脫氣和由撞擊熔融引起的去氣也只是一個二階效應。水被認為主要來自碳質球粒隕石，N₂和CO₂主要來自碳質球粒隕石和頑輝石球粒隕石。後期增生結束之後，大氣含水量就完全由大氣逃逸和火山去氣決定，它們也會導致金星大氣中氮氣和二氧化碳的緩慢富集（見圖1）。

圖 2 不同後期增生模型的模擬結果與現今金星大氣揮發物含量的一致性。(a-b)為強大氣逃逸假設，(c)為更真實的弱大氣逃逸假設。(a)為方案D採用不同後期增生開始時間，(b)為方案A-D採用相同後期增生開始時間，(c)為方案C和D採用不同後期增生開始時間。縱軸為EC與CC含量。紅色數字顯示達到現今觀測值所需的金星大氣初始CO₂壓強 (bar)（Gillmann et al., 2020）

由於後期增生階段撞擊體的大小和數量可能會影響行星的演化，所以Gillmann等模擬了四種不同的後期增生方案：A方案為1次超大撞擊（R=1,819km），B方案為9次大撞擊（R> 500km），C方案為82次中型碰撞（R> 125 km），D方案為244個小型撞擊（R> 50 km）。金星後期增生的發生時間選在富鈣鋁包體（CAI）形成後的50-150百萬年之間。撞擊物選為類似EC的成分(0.1％H₂O,0.4％CO₂,0.02％N₂)和類似CC的成分(8％H₂O,4％CO₂,0.2％N₂)。大氣逃逸和火山脫氣分別選擇了三種端元，即最大逃逸量和最小排氣量（最溼的後期增生過程）、最小逃逸量和最大排氣量（對應最幹的後期增生過程）和前兩者之間中間的情況。

通過對比不同後期增生模型產生的大氣與現今觀測的金星大氣，可以得出最可能的金星後期增生模型（圖2）。對比發現只要CC含量少於2.5%，即使採用不同的後期增生啟動時間，結果都能滿足現今金星大氣條件（圖2a）。而四種不同撞擊物尺寸-頻率分布對結果影響很小，特別是對產生水幾乎沒區別（圖2b）。在更準確代表目前對太陽極紫外輻射和水損失演變理解的假設下，即弱大氣逃逸或最幹後期增生假設，發現後期增生的撞擊物已經基本乾燥（CC物質少於2.5%，EC物質多於97.5%）（圖2c）。綜上所述，模型與現今金星大氣的最佳吻合表明，金星的後期增生物質主要來自幹的頑火球粒隕石(EC)，只有少量（<2.5%）來自溼的碳質球粒隕石(CC)，因此金星的揮發份應該主要來自巖漿洋固結之前。數值模擬表明，後期增生在早期太陽系可能具有普適性，且具有相似的物質來源。所以可以推測類地行星的大多數揮發份都是在行星形成的主增生階段獲得，而不是後期增生階段，這一結果與先前基於地球和火星物質同位素的研究結果相符。

【致謝：感謝地星室胡森副研究員對本文提出的寶貴修改建議。】

主要參考文獻

Dauphas N. The isotopic nature of the Earth’s accretingmaterial through time[J]. Nature, 2017, 541(7638): 521-524.

Fischer-Goedde M, Kleine T. Ruthenium isotopic evidence for an innerSolar System origin of the late veneer[J]. Nature, 2017, 541(7638): 525-527.

Gillmann C, Golabek G J, Raymond S N, et al. Dry late accretioninferred from Venus’s coupled atmosphere and internal evolution[J]. Nature Geoscience,2020, 13(4): 265-269.

Lammer H, Zerkle A L, Gebauer S, et al. Origin and evolution of theatmospheres of early Venus, Earth and Mars[J]. The Astronomy and AstrophysicsReview, 2018, 26(1): 2.

Morbidelli A and Wood B J. Late Accretion and the Late Veneer //Badro J and Walter M J(Eds.). The Early Earth: Accretion and Differentiation.John Wiley & Sons, 2015: 71–82.

校對：張崧