2025年大学《天文学》专业题库- 天文学中的行星大气分析技术

2025年大学《天文学》专业题库——天文学中的行星大气分析技术考试时间：______分钟总分：______分姓名：______一、选择题1.在分析行星大气成分时，光谱吸收线的主要信息来源于大气中的哪种粒子与辐射相互作用？A.分子碰撞B.原子电离C.光子散射D.重力场影响2.与地面望远镜相比，空间望远镜在观测系外行星大气时，最主要克服的困难是？A.光谱分辨率限制B.大气散射和吸收影响C.观测波段范围限制D.无法进行长期连续观测3.以下哪种仪器主要利用对电磁波的反射或散射来探测行星大气的宏观结构和动力学现象？A.高分辨率光谱仪B.雷达系统C.傅里叶变换红外光谱仪D.空间成像相机4.在行星大气温度结构分析中，逆温层指的是？A.大气温度随高度均匀增加的层次B.大气温度随高度均匀降低的层次C.大气温度随高度升高后又开始下降的层次D.大气温度随高度降低后又开始上升的层次5.下列哪一项不是傅里叶变换红外光谱（FTIR）技术分析行星大气成分的主要优势？A.光谱分辨率高B.可同时获取宽波段信息C.对大气水汽等干扰较敏感D.探测灵敏度较高6.金星浓厚的大气主要由什么气体组成？A.氮气(N₂)和氧气(O₂)B.氢气(H₂)和氦气(He)C.二氧化碳(CO₂)和氮气(N₂)D.氮气(N₂)和氩气(Ar)7.行星大气的尺度高度（ScaleHeight）主要取决于？A.行星的质量B.行星表面的重力加速度C.大气平均分子量D.大气层的总质量8.利用行星反射太阳光的光谱曲线进行大气成分分析，主要依赖于？A.大气分子的吸收光谱B.大气分子的发射光谱C.气溶胶的散射特性D.大气温度的辐射9.马赫-曾德尔干涉仪是哪种光谱分析技术的关键组成部分？A.傅里叶变换红外光谱(FTIR)B.光栅光谱仪C.岩石光谱仪D.马赫-曾德尔干涉仪本身不是光谱分析技术10.分析系外行星大气时，所谓的“凌日法”（TransitMethod）主要利用了行星大气与恒星之间什么现象？A.光谱吸收效应B.反射效应C.散射效应D.等离子体相互作用二、填空题1.行星大气的主要直接分析技术包括______和______。2.红外光谱主要探测大气中分子的______和______吸收。3.为了克服地球大气对红外波段的吸收，许多关键的行星大气观测需要在______或______进行。4.通过分析行星大气中______线的强度，可以反演大气温度廓线。5.大气窗口是指大气对特定电磁波段______的区域，适合进行天文观测。6.雷达探测行星大气时，可以通过测量______的频率多普勒变化来获取大气风场信息。7.行星大气的成分、温度和运动状态通常被称为行星大气的______。8.全球气候模型（GCM）是模拟和研究行星______场和______场相互作用的复杂数学工具。9.观测系外行星大气时，一个主要的挑战是将其信号从恒星的强光中______出来。10.除了成分分析，行星大气分析技术还可以用于研究大气的______、______和能量平衡。三、简答题1.简述利用光谱吸收线测量行星大气温度廓线的基本原理。2.比较光学望远镜和空间望远镜在观测行星大气时的主要优缺点。3.什么是行星大气的尺度高度？它如何影响大气结构？4.简述雷达技术在行星大气探测中的一种具体应用。四、计算题假设通过观测某系外行星的红外光谱，发现其在某个特定波长λ₁处存在一个吸收线，对应的大气成分是水蒸气(H₂O)。已知该吸收线在室温和1个标准大气压下的透过率T₀=0.8。假设该行星大气在此高度处的压强P=0.5个标准大气压，温度T=200K。请根据比尔-朗伯定律(T=T₀*10^(-εcl))，估算该高度处水蒸气的柱密度l(单位：cm⁻¹)。其中，吸收截面ε需要自行查找或假设一个典型值（说明来源即可），气体的摩尔质量M_H₂O≈18g/mol，理想气体常数R=8.314J/(mol·K)，标准大气压P₀=1.013×10⁵Pa，标准重力加速度g≈9.8m/s²，空气平均摩尔质量M_air≈29g/mol。请简要说明计算步骤中关键参数的选择依据。五、论述题当前，利用地面和空间望远镜观测系外行星大气，分别面临哪些主要的技术挑战？针对这些挑战，天文学家已经或正在探索哪些可能的解决方案或新技术？请结合具体实例或技术名称进行论述。试卷答案一、选择题1.A解析：光谱吸收线是由于大气中的分子、原子等粒子与入射光子发生相互作用（主要是振动或转动能级跃迁）导致的，这本质上是分子碰撞引起的光吸收现象。2.B解析：地面望远镜观测受到大气散射（导致视宁度差）和大气各向异性吸收（导致光谱失真、系统吸收）的严重影响，尤其是在红外波段。空间望远镜位于真空，完全避免了这些问题。3.B解析：雷达通过发射电磁波并接收目标（包括大气粒子）的回波信号来工作，利用回波信号的强度、相位、多普勒频移等信息来反演大气结构、温度、风场等。4.C解析：逆温层是指大气温度随高度升高而异常升高的层次，这与大气垂直稳定度密切相关，是大气环流和成分分布的重要标志。5.C解析：FTIR的主要优势是高分辨率和宽波段同时覆盖能力，以及较高的探测灵敏度。其对水汽等大气成分的敏感性是已知限制，需要通过技术手段（如遮光罩）加以克服。6.C解析：根据科学探测结果，金星大气约96%是二氧化碳，其余主要是氮气。7.C解析：尺度高度H=kT/(γMg)，其中k是玻尔兹曼常数，T是绝对温度，γ是比热比，M是大气平均分子量，g是重力加速度。其中M（平均分子量）是决定尺度高度的关键参数之一，直接影响大气垂直混合和温度结构。8.A解析：行星反射太阳光的光谱特征取决于其表面的反射率以及覆盖大气的成分和含量。大气中的气体分子会吸收特定波长的太阳辐射，形成吸收光谱线，通过分析这些吸收线的特征可以推断大气成分。9.A解析：马赫-曾德尔干涉仪是一种高精度光谱仪，通过分束器将光源分成两束，经反射镜反射后重新干涉，利用移动反射镜改变两束光的光程差，从而实现对光谱的高分辨率扫描。10.A解析：凌日法是指观测系外行星从其母恒星前方经过时，引起恒星光亮度微小变化的现象。通过分析这种光变曲线的精细结构（如次级eclipse或凌日中的光谱变化），可以探测和分析行星大气的成分、温度、密度和运动。二、填空题1.光谱分析；遥感探测解析：光谱分析是利用不同物质对电磁波的选择性吸收或发射来识别成分和分析性质的主要方法；遥感探测则包括雷达、红外辐射测量等多种非光谱直接分析手段。2.振动；转动解析：分子的振动和转动能级跃迁对应的中红外和远红外波段是红外光谱分析的主要区域，可用于识别丰富的分子（如水、二氧化碳、甲烷等）。3.外层空间；太空解析：为了避开地球大气（特别是红外窗口外的吸收和散射）的影响，需要将观测设备置于大气层之上，即外层空间或太空中。4.轮廓（或强度）；发射解析：通过分析特定发射线（如分子发射带）的强度随高度的变化，或者更常用的是分析吸收线的轮廓（强度随波长变化），可以反演温度结构。5.透明（或低吸收/高透过率）解析：大气窗口是指大气对特定波段的电磁辐射吸收很小、透过率很高的区域，这些区域是进行天文观测（包括行星大气探测）的关键窗口。6.返回信号（或回波）；多普勒解析：雷达通过发射电磁波并接收从大气粒子散射回来的信号（回波），通过测量回波信号相对于发射信号的频率多普勒偏移，可以推断粒子的运动速度（即风场）。7.状态解析：行星大气的成分、温度、压力、风、云层等物理化学性质的综合描述，反映了行星的气候和动力学特征。8.大气；辐射解析：全球气候模型（GCMs）是集成了大气动力学、物理过程（辐射、对流、湍流、云、降水等）和化学过程的复杂模型，用于模拟和预测行星大气环流和气候系统。9.分离；提取解析：由于恒星本身发出的光非常强，行星及其大气反射或发射的信号非常微弱，如何从强大的恒星光背景中有效地分离和提取出行星大气的精细信号是主要挑战。10.动力学；化学组成解析：行星大气分析不仅限于识别有哪些气体成分（化学组成），还包括研究气体的垂直分布（温度结构）、水平运动（风场）、环流模式（动力学）以及能量收支（能量平衡）。三、简答题1.解析：利用光谱吸收线测量行星大气温度廓线的基本原理是：大气中的特定分子或原子在特定的波数（波长）处会吸收红外辐射，形成吸收线。吸收线的强度与辐射穿过气体的光学厚度（τ）成正比，而光学厚度又与气体的柱密度（Nl）和该波数处的吸收截面（ε）成正比（τ=εcl）。根据比尔-朗伯定律（T=T₀*10^(-τ)），吸收线的强度（或透过率）T与气体温度T之间存在函数关系。通过测量行星大气光谱上多条已知化学成分和浓度的吸收线强度，并利用大气辐射传输模型，输入已知的气体成分和柱密度信息，反演得到不同波数（对应不同高度）处的气体温度T，从而构建出行星大气的垂直温度廓线。2.解析：光学望远镜在地面观测行星大气优点是：成本相对较低，易于维护和升级；缺点是：受大气影响严重，包括光散射导致的视宁度差（图像模糊）、大气吸收（特别是红外波段）导致光谱失真和信号减弱，以及大气抖动影响成像质量。空间望远镜优点是：完全避开大气影响，图像质量极高，尤其在红外波段可无限制观测，空间分辨率高；缺点是：发射和运行成本极高，维护困难，观测时间受限，覆盖波段可能受卫星设计限制。选择地面或空间望远镜取决于观测波段、空间分辨率要求、预算和任务目标。3.解析：行星大气的尺度高度H定义为大气压强减半的高度，或大气密度减半的高度。它反映了大气在垂直方向上混合或扩散的程度。尺度高度H=kT/(γMg)，其中T是该高度的平均温度，M是平均分子量，g是重力加速度。一个较小的尺度高度意味着大气垂直混合强烈，温度和成分在垂直方向上差异小；较大的尺度高度则表示垂直混合较弱，大气层可以维持较稳定的分层结构（如温度逆温层）。尺度高度直接影响大气环流模式、成分分布以及辐射传输特性。4.解析：雷达技术在行星大气探测中的一种具体应用是反演大气风场。雷达向行星大气发射电磁波脉冲，并接收由大气中的中性气体分子（如氮气、氧气）或微小粒子（如水汽、尘埃）散射回来的回波信号。通过精确测量回波信号相对于雷达的延迟时间（与垂直高度相关）和多普勒频移（与粒子水平或垂直运动速度相关），可以绘制出大气不同高度上的风速和风向图。例如，利用微波雷达可以探测平流层和对流层的高空风场，研究大气波动和环流系统。四、计算题解：根据比尔-朗伯定律T=T₀*10^(-εcl)，有10^(-εcl)=T/T₀=0.8/0.6=4/3。取对数得：-εcl=ln(4/3)≈-0.2877。所以柱密度l=-ln(4/3)/(εc)≈0.2877/(εc)cm⁻¹。其中：*l是水蒸气的柱密度（cm⁻¹）。*ε是水蒸气在给定波长λ₁处的吸收截面（单位：cm²/mol）。需要查找文献或手册获取具体数值，假设ε=10⁻²²cm²/mol（这是一个示例值，实际值需查表）。*c是水蒸气的摩尔浓度（mol/cm³）。摩尔浓度c可以通过压强P、温度T和理想气体常数R、平均摩尔质量M_H₂O计算得到：P=ρR/M_avg，其中ρ是气体的数密度（分子数/cm³），M_avg是混合气体的平均摩尔质量。对于P=0.5atm=0.5*1.013×10⁵Pa，T=200K，M_avg≈29g/mol(空气)，可以估算ρ=P*M_avg/(R*T)≈(0.5*1.013×10⁵Pa*0.029kg/mol)/(8.314J/(mol·K)*200K)≈9.8×10²²molecules/m³=9.8×10¹⁸molecules/cm³。水蒸气的摩尔浓度c=ρ/N_A，其中N_A是阿伏伽德罗常数（≈6.022×10²³mol⁻¹）。c≈9.8×10¹⁸/6.022×10²³≈1.63×10⁻⁶mol/cm³。*c是水蒸气的摩尔浓度（mol/cm³），已估算。*l=0.2877/(εc)≈0.2877/(10⁻²²cm²/mol*1.63×10⁻⁶mol/cm³)≈0.2877/(1.63×10⁻²⁸cm⁻¹)≈1.77×10²⁷cm⁻¹。五、论述题解析：当前利用地面和空间望远镜观测系外行星大气面临的主要挑战包括：1.信号弱，噪声高：行星相对于其恒星非常小，且大气信号微弱，淹没在强烈的恒星背景下。来自恒星自身的噪声、仪器噪声以及大气视宁度抖动都严重限制了探测精度。2.恒星“污染”：恒星自身的活动（如耀斑、黑子）会导致星光亮度变化，模拟行星信号，造成混淆。恒星的谱线也会与行星大气谱线重叠，难以区分。3.大气窗口有限：只有少数几个大气窗口（如近红外H₂O和CO₂吸收线）允许行星信号穿透恒星大气到达地面或空间望远镜。大部分波段的信号被大气吸收。4.大气参数反演复杂：从观测到的光谱信号反演行星大气的真实物理状态（成分、温度、压力、云层等）需要复杂的辐射传输模型，模型本身的不确定性以及需要输入的行星物理参数（质量、半径、轨道等）的不确定性都增加了反演的难度。5.视宁度限制：地面望远镜受大气湍流影响，图像会模糊（