2025年大学《天文学》专业题库-星际空间中恒星的激发与发散

2025年大学《天文学》专业题库——星际空间中恒星的激发与发散考试时间：______分钟总分：______分姓名：______一、选择题（每题2分，共20分）1.下列哪种过程是星际介质中原子从基态跃迁到激发态的主要机制？A.光致电离B.碰撞电离C.辐射激发D.自由电子碰撞激发2.当一个原子从较高的激发态跃迁回其最低的能级（基态）时，发射的谱线通常称为：A.赖曼α线B.帕邢系谱线C.巴耳末系谱线D.巴尔默跃迁线3.在分析星际云的光谱时，观察到强烈的Hα（656.3nm）发射线，但几乎没有Hβ（486.1nm）发射线，这通常表明该云处于：A.高温热动平衡状态B.部分电离状态，且电子密度较高C.部分电离状态，且激发温度较低D.完全电离状态4.与碰撞激发相比，辐射激发的主要特点是：A.需要更高的温度B.依赖于粒子间的碰撞频率C.由外来光子提供能量D.通常发生在密度极低的介质中5.星际介质中，发射线的强度主要取决于：A.发光区域的物理温度B.发光区域的电子密度C.观测方向与视线方向的一致性D.观测天体的化学组成6.下列哪种天文现象主要是由中性原子在较低能量状态之间的辐射跃迁引起的？A.HII区的发射线光谱B.分子云的微波谱线C.恒星的光谱连续谱D.超新星遗迹的X射线发射7.在星际介质的局部热动平衡（LTE）假设下，谱线的发射系数（J）与：A.电子温度成正比，与粒子数密度成正比B.电子温度成正比，与粒子数密度成反比C.电子温度成反比，与粒子数密度成正比D.电子温度成反比，与粒子数密度成反比8.逆康普顿散射是一种重要的非热辐射机制，它要求：A.存在大量的热电子和低能光子B.存在大量的热电子和高能光子（如宇宙微波背景辐射）C.存在大量的冷电子和低能光子D.辐射场处于热平衡状态9.恒星形成区通常呈现暗淡的红色外观，其主要原因是：A.包裹星云的尘埃对可见光强烈吸收B.新生恒星发出的红外辐射占主导C.恒星的光球层温度较低D.星云中主要存在激发态的氢原子10.下列哪种观测波段对于探测星际空间中分子发射线至关重要？A.X射线B.可见光C.红外D.射电二、填空题（每空2分，共20分）1.原子从激发态回到基态或较低能级时，释放的能量以__________的形式辐射出去。2.在星际介质中，由原子或分子在碰撞中损失能量而跃迁到较低能级的过程称为__________。3.描述星际介质中原子或分子在不同能级上粒子数分布的理论，类似于热力学中的__________分布。4.当星际云的部分电离时，存在电离气体和__________气体并存的状态。5.谱线的__________是指谱线强度随波长变化的曲线，它包含了丰富的物理信息。6.恒星的激发温度是指能使星际介质中大部分原子处于__________的平均能量（或温度）。7.除了热辐射外，宇宙中还存在__________、同步辐射等多种非热辐射机制。8.光子与高速电子碰撞，使光子获得能量并改变方向的过程称为__________。9.射电望远镜非常适合用来探测星际空间中由__________（如氢原子）发出的21厘米谱线。10.分析星际介质的光谱，可以推断出其化学组成、物理条件（如__________、密度）以及动力学状态等信息。三、简答题（每题5分，共20分）1.简述辐射激发和碰撞激发的主要区别。2.解释什么是激发温度，它与发射温度有何不同？3.为什么观测到的星际发射线通常不是一条完美的单色线？4.简述光致电离的基本过程及其在恒星形成区的重要性。四、计算题（共10分）假设在一个部分电离的星际云中，氢原子的总数密度为n_H=100cm⁻³。测得该云的温度T_e=8000K。已知在8000K下，中性氢的Saha方程简化形式给出电离平衡时电子数密度n_e与中性氢数密度的比值为n_e/n_H≈1.3×10⁻¹⁰。假设云内存在一个发射Hα谱线的区域，该区域的电子温度T_e=5000K，电子密度n_e=100cm⁻³。计算在此区域，Hα谱线的发射系数（假设处于局部热动平衡）。Hα跃迁对应的能量ΔE约为2.85eV。五、论述题（10分）论述观测星际空间中分子发射线对于理解恒星形成过程的重要性。请包括分子如何在恒星形成区形成、如何被激发、观测哪些重要的分子以及这些信息能揭示哪些关于星云性质和恒星形成历史的线索。试卷答案一、选择题1.C2.D3.C4.C5.B6.B7.A8.B9.A10.C二、填空题1.电磁辐射2.碰撞去激发3.玻尔兹曼4.中性5.形状（或轮廓）6.激发态7.逆康普顿散射8.逆康普顿散射9.氢原子（或HI）10.温度三、简答题1.解析思路：区分两种机制的能量来源和条件。辐射激发由外部光子提供能量，碰撞激发由粒子间碰撞传递能量。辐射激发效率与光子能量密度和跃迁概率有关，碰撞激发效率与温度和粒子数密度有关。通常低温、低密度介质以辐射激发为主，高温、高密度介质以碰撞激发为主。*辐射激发是原子通过吸收外来光子的能量，从低能级跃迁到高能级的过程。这个过程不需要高温，只要有合适能量的光子存在即可。例如，星际介质中的尘埃颗粒可以吸收红外辐射，然后将其能量传递给周围的原子或分子，使其激发。*碰撞激发是原子或分子通过与其他粒子（通常是电子或离子）发生碰撞，传递能量而使原子或分子从低能级跃迁到高能级的过程。这个过程需要较高的温度和粒子数密度，因为需要足够的碰撞来提供能量。在密度高、温度高的星际云核心区域，碰撞激发是主要的激发机制。2.解析思路：解释激发温度和发射温度的概念及区别。激发温度是描述介质中原子平均激发程度的等效温度，决定了原子跃迁到激发态的倾向。发射温度与辐射场或发光区的实际温度有关，决定了发射谱线的强度分布。对于热辐射源，两者可能接近；对于非热源或不同跃迁，两者可能差异很大。*激发温度（T_ex）是一个假想的温度，它代表了星际介质中原子或分子平均能量，使得处于激发态的原子数与处于基态的原子数之比符合玻尔兹曼分布。它反映了介质中原子被激发的程度。激发温度越高，意味着处于激发态的原子越多。*发射温度（T_em）与辐射的物理性质有关。对于热辐射，发射温度就是辐射源的温度。对于发射线辐射，发射温度可能与产生这些谱线的激发区域的温度有关。然而，发射线的强度不仅取决于激发区域的温度，还取决于粒子数密度和跃迁概率。因此，发射温度和激发温度不一定相同。例如，在HII区，电子温度较高，但激发温度主要由Hα跃迁决定，远低于电子温度。3.解析思路：分析谱线展宽的原因。主要从物理过程入手：多普勒展宽（光源或观测者相对于视线速度导致频率偏移）、轮廓展宽（如爱因斯坦宽化、碰撞宽化、压力宽化，与密度、温度、粒子速度分布有关）。*观测到的星际发射线通常不是一条完美的单色线，其主要原因是谱线展宽。谱线展宽是指谱线的峰值不再精确位于某个单一波长，而是扩展成具有一定宽度的区域。*多普勒展宽是由于发光粒子（原子、分子）或观测者相对于视线方向存在相对运动，导致接收到的光波频率发生偏移，使得原本的单一波长谱线在频率（或波长）上展宽。其展宽程度与相对速度成正比。*轮廓展宽是由发光粒子之间的相互作用以及它们自身的随机运动（热运动）引起的。例如，粒子间的碰撞会改变粒子的运动状态和能级，导致发射光子的能量（波长）发生微小变化；粒子密度的涨落也会导致局部激发条件变化，引起谱线轮廓的变化。这些效应综合起来，使得谱线具有一个特定的形状（如高斯线型、洛伦兹线型或其组合），而不是一条狄拉克delta函数形状的完美谱线。4.解析思路：描述光致电离过程，并强调其在恒星形成区形成HII区的意义。光子能量必须大于原子电离能才能将电子打出来。*光致电离是原子吸收一个能量足够高的光子（通常是紫外光子）而失去一个电子的过程。这个过程必须满足能量守恒，即入射光子的能量必须大于或等于原子中外层电子的电离能。在星际介质中，强烈的紫外辐射主要来源于附近年轻、炽热的O、B型恒星发出的光。这些紫外光子能够电离星际云中的中性原子（主要是氢原子），形成电离区域，即HII区。*在恒星形成区域，新生的低质量恒星虽然本身光度不高，但它们周围通常存在星周盘和包层，这些结构会阻挡可见光和部分红外光，但允许更短的紫外光通过。这些紫外光子能够对包层内的星际分子云进行光致电离，不仅摧毁分子，还使周围的氢原子电离，形成密度较高的HII区。HII区的紫外辐射进一步影响着分子云的演化，是恒星形成研究中一个非常重要的现象。四、计算题*解析思路：明确计算目标：发射系数J。回顾LTE条件下发射系数的表达式（涉及跃迁概率A、粒子数密度比、玻尔兹曼因子）。查找或计算跃迁概率A（Hα），计算玻尔兹曼因子（电子温度T_e/激发温度T_ex，这里T_ex可近似取电子温度，或题目中给出的比值暗示T_ex与T_e相关）。代入数值计算。*发射系数J定义为单位体积、单位频率（或波长）间隔、单位电子温度（或能量）间隔内，由一个电子在单位时间内发射的特定频率光子数。在局部热动平衡（LTE）条件下，对于给定的跃迁，发射系数J与电子数密度n_e和跃迁概率A_fi→f0成正比，与激发态和基态的能级之比（e^ΔE/kT_ex）成反比。简化表达式常写作J∝n_e*A*(T_ex/ΔE)。*对于Hα跃迁（2p→1s，n=3→n=2），跃迁概率A_{2p→1s}约为6.3×10⁸s⁻¹。*题目给出n_e=100cm⁻³,T_e=5000K。假设此区域的激发温度T_ex≈T_e=5000K（这是LTE假设的一部分，即激发温度接近电子温度）。*Hα跃迁的能量ΔE≈2.85eV=2.85×1.6×10⁻¹⁹J=4.56×10⁻¹⁹J。*玻尔兹曼因子e^ΔE/kT_ex≈e^(4.56×10⁻¹⁹J/(1.38×10⁻²³J·K⁻¹×5000K))≈e^(0.066)≈1.07。*计算发射系数J：J∝n_e*A*(T_ex/ΔE)∝100cm⁻³*(6.3×10⁸s⁻¹)*(5000K/4.56×10⁻¹⁹J)/(1.38×10⁻²³J·K⁻¹)。*J∝(100*6.3×10¹¹)*(5000/(4.56×10⁻¹⁹))/(1.38×10⁻²³)cm⁻³s⁻¹sr⁻¹(注意单位，J通常有更复杂单位，这里简化计算比值)。*J∝(6.3×10¹³)*(1.1×10¹⁹)/(1.38×10⁻²³)≈(6.9×10³²)/(1.38×10⁻²³)≈5.0×10⁵⁵cm⁻³s⁻¹sr⁻¹。*（注意：此计算结果数值极大，可能与标准表值或更精确模型有差异，此处按题目给定的物理量和公式关系进行计算。）实际考试中可能需要给出量级或相对值。如果题目要求更简洁形式，可能只要求写出表达式或主要步骤。五、论述题*解析思路：结构化回答，分点阐述分子的形成、激发、观测重要性与信息揭示。*观测星际空间中的分子发射线对于理解恒星形成过程至关重要，因为它直接揭示了恒星形成区的关键物理和化学条件。首先，星际介质中主要的分子（如H₂、CO、C₂H₂等）是在恒星形成区的低温、高压环境下形成的。这些分子通常隐藏在稠密的尘埃云中，吸收可见光，因此很难直接观测到星云的整体形态和结构。然而，许多分子（尤其是碳链分子和含氧分子）会发出特定波长的红外谱线。通过射电望远镜或红外望远镜观测这些分子谱线，我们可以探测到这些隐藏的分子云，确定其位置、大小、密度、温度等参数。*其次，分子的发射线可以被激发。了解分子的激发机制有助于我们判断恒星形成区的物理条件。例如，分子可以由恒星紫外辐射通过共振散射激发，也可以由碰撞激发。通过分析谱线的强度和宽度，可以推断出激发区的密度、温度以及紫外辐射的强度。不同分子对紫外辐射的敏感度不同，因此观测到哪些分子以及它们的状态，可以提供关于形成区Shielding（遮蔽）结构的信息。*观测哪些重要的分子也至关重要。一氧化碳（CO）分子因其丰度较高（相对于H₂）、谱线较易探测（红外波长），常被用作分子云的“示踪剂”，帮助定位和测量星际云的物理参数。碳链分子（如C₂H₂,C₂H₄,C₃H₂）通常只在非常年轻的、密度极高、紫外辐射强烈的恒星形成区（如HII区与分子云的边界）被发现，它们的探测标志着恒星形成活动的剧烈阶段。羟基