类地行星在形成过程中，经受了大量的撞击。这些撞击包括大量原始星子的轰击（Planetesimal bombardment）和少量火星大小且发生分异的大天体撞击（Giant impact）。目前普遍认为月球就是一颗火星大小的天体撞击地球后形成的（Giant impact hypothesis），即月球大碰撞起源假说，该假说主要论据包括月球和地球稳定同位素比率相同、月球铁核较小、月球公转方向和地球自转方向相同等特征。大碰撞事件应该是地球经历的最后一次大型撞击，后续的撞击都没能再整体性的改变地球的性质。类地行星在经历完大撞击阶段或内核形成结束之后，又通过小星体撞击吸积了大量物质，将这一阶段称为后期增生（Late Accretion）（Morbidelli and Wood, 2015），后期增生事件可能是类地行星挥发份、甚至生命元素的主要来源。因此，后期增生阶段对类地行星挥发份的起源和行星演化有重要影响。主要的关键科学问题包括：（1）类地行星在后期增生阶段一共吸积了多少物质？（2）这些物质中挥发份的含量、特别是水含量占多少？（3）这些物质来源是哪类小星体？（4）撞击体的大小和数量的分布特征？
地球的后期增生研究较多，目前认为地球的后期增生事件贡献了0.5%-1.5%的地球质量。从解决地球水来源的角度看，含水较多的碳质球粒陨石(CC)是后期增生最佳的物质来源，但是最近的地球化学分析结果显示干燥的顽辉石球粒陨石(EC)才可能是地球后期增生的主要物质来源（Fischer-Goedde and Kleine, 2017; Dauphas, 2017）。金星由于缺乏岩石样品，对金星的过去了解有限。考虑到金星没有生物圈、积水和全球板块运动，其大气经历的挥发份循环比地球要少很多，因此可以从现在金星的大气成分来推测原始金星的大气成分（Lammer et al., 2018）。
图 1 金星长期演化过程中金星大气水含量的变化，及影响金星大气水含量的交换机制（Gillmann et al., 2020）
Gillmann et al.（2020）将撞击模型与行星内部-大气耦合模式相结合，模拟了在岩浆洋固化后的挥发物演化（图1），通过对比不同的后期增生模型，将模拟结果与现今金星大气对比，获得了最佳的后期增生模型（图2）。金星早期的增生性碰撞和大气导致高温，形成岩浆洋。此阶段原始大气会在千万年尺度就逃逸掉，每十万到千万年间陆地水将流失一次，岩浆洋在百万年间迅速固化。因此，在岩浆洋固体化后，也就是演化模型开始时，金星大气的初始水含量为零；岩浆洋会释放二氧化碳，氮气主要被束缚在表面，所以后期增生阶段开始时的挥发物压强设定为(0 bar N2,0 bar H2O,65 bar CO2)。在后期增生阶段，尽管有大气逃逸和撞击侵蚀，但并不足以防止挥发物的积聚，火山脱气和由撞击熔融引起的去气也只是一个二阶效应。水被认为主要来自碳质球粒陨石，N2和CO2主要来自碳质球粒陨石和顽辉石球粒陨石。后期增生结束之后，大气含水量就完全由大气逃逸和火山去气决定，它们也会导致金星大气中氮气和二氧化碳的缓慢富集（见图1）。
图 2 不同后期增生模型的模拟结果与现今金星大气挥发物含量的一致性。(a-b)为强大气逃逸假设，(c)为更真实的弱大气逃逸假设。(a)为方案D采用不同后期增生开始时间，(b)为方案A-D采用相同后期增生开始时间，(c)为方案C和D采用不同后期增生开始时间。纵轴为EC与CC含量。红色数字显示达到现今观测值所需的金星大气初始CO2压强 (bar)（Gillmann et al., 2020）
由于后期增生阶段撞击体的大小和数量可能会影响行星的演化，所以Gillmann等模拟了四种不同的后期增生方案：A方案为1次超大撞击（R=1,819km），B方案为9次大撞击（R> 500km），C方案为82次中型碰撞（R> 125 km），D方案为244个小型撞击（R> 50 km）。金星后期增生的发生时间选在富钙铝包体（CAI）形成后的50-150百万年之间。撞击物选为类似EC的成分(0.1％H2O,0.4％CO2,0.02％N2)和类似CC的成分(8％H2O,4％CO2,0.2％N2)。大气逃逸和火山脱气分别选择了三种端元，即最大逃逸量和最小排气量（最湿的后期增生过程）、最小逃逸量和最大排气量（对应最干的后期增生过程）和前两者之间中间的情况。
通过对比不同后期增生模型产生的大气与现今观测的金星大气，可以得出最可能的金星后期增生模型（图2）。对比发现只要CC含量少于2.5%，即使采用不同的后期增生启动时间，结果都能满足现今金星大气条件（图2a）。而四种不同撞击物尺寸-频率分布对结果影响很小，特别是对产生水几乎没区别（图2b）。在更准确代表目前对太阳极紫外辐射和水损失演变理解的假设下，即弱大气逃逸或最干后期增生假设，发现后期增生的撞击物已经基本干燥（CC物质少于2.5%，EC物质多于97.5%）（图2c）。综上所述，模型与现今金星大气的最佳吻合表明，金星的后期增生物质主要来自干的顽火球粒陨石(EC)，只有少量（<2.5%）来自湿的碳质球粒陨石(CC)，因此金星的挥发份应该主要来自岩浆洋固结之前。数值模拟表明，后期增生在早期太阳系可能具有普适性，且具有相似的物质来源。所以可以推测类地行星的大多数挥发份都是在行星形成的主增生阶段获得，而不是后期增生阶段，这一结果与先前基于地球和火星物质同位素的研究结果相符。
【致谢：感谢地星室胡森副研究员对本文提出的宝贵修改建议。】
主要参考文献
Dauphas N. The isotopic nature of the Earth’s accreting material through time[J]. Nature, 2017, 541(7638): 521-524. （链接）
Fischer-Goedde M, Kleine T. Ruthenium isotopic evidence for an inner Solar System origin of the late veneer[J]. Nature, 2017, 541(7638): 525-527.（链接）
Gillmann C, Golabek G J, Raymond S N, et al. Dry late accretion inferred from Venus’s coupled atmosphere and internal evolution[J]. Nature Geoscience, 2020, 13(4): 265-269. （链接）
Lammer H, Zerkle A L, Gebauer S, et al. Origin and evolution of the atmospheres of early Venus, Earth and Mars[J]. The Astronomy and Astrophysics Review, 2018, 26(1): 2. （链接）
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. （链接）
（撰稿：柴立晖/地星室）
