2026年北京市天文知识竞赛（中学组）强化练习题及答案

2026年北京市天文知识竞赛（中学组）强化练习题及答案1．某恒星视星等为2.5，绝对星等为-0.1，其距离模数约为多少？A.2.4B.2.6C.2.5D.2.7答案：B解析：距离模数公式为mM=5lgd5，其中m为视星等，M2．在北京（北纬约40°）观测，以下哪颗恒星不可能出现在天顶附近？A.织女星（赤纬约+38°47′）B.大角星（赤纬约+19°11′）C.天津四（赤纬约+45°16′）D.轩辕十四（赤纬约+11°58′）答案：D解析：对于北纬40°的观测者，天顶的赤纬等于当地纬度，即约+40°。因此，出现在天顶附近的恒星其赤纬应接近+40°。织女星赤纬约+38°47′，大角星约+19°11′，天津四约+45°16′，轩辕十四约+11°58′。其中轩辕十四赤纬与+40°相差最大，且远小于40°，因此最不可能出现在天顶附近。3．使用一台口径为150mm，焦距为1200mm的折射望远镜，配备一个焦距为10mm的目镜进行观测，其有效放大倍率约为多少？A.120倍B.150倍C.180倍D.200倍答案：A解析：望远镜的放大倍率计算公式为M=，其中为物镜焦距，为目镜焦距。代入，，得M=1200/104．假设在火星冲日时，地球与火星的距离约为0.5天文单位，此时从地球上看火星的视直径约为多少角秒？（已知火星直径约为6800km，1天文单位约1.496×A.约10″B.约15″C.约20″D.约25″答案：C解析：视直径θ（以角秒为单位）的计算公式为θ=206265×，其中D为天体直径，d为距离。火星直径D=68005．一个球状星团的距离为10kpc，其角直径为10角分，该星团的物理直径约为多少光年？（1pc≈3.26ly）A.约29lyB.约58lyC.约87lyD.约116ly答案：A解析：物理直径D与距离d、角直径θ（以弧度为单位）的关系为D=d×θ。首先将角直径转换为弧度：=10××rad≈2.9089×ra6．如果太阳核心的氢聚变反应速率突然增加1%，短期内（数千年内）对地球接收的太阳辐射总量（太阳常数）最可能产生的影响是？A.几乎无变化B.增加约1%C.增加超过1%D.减少答案：A解析：太阳的能量产生于核心，通过辐射层和对流层向外传输，这个过程非常缓慢，从核心到表面需要数万到数十万年。因此，核心反应速率的短期变化，其效应需要极长时间才能传递到光球层并影响太阳光度。在数千年时间尺度上，地球接收的太阳辐射几乎不会发生变化。7．在标准大气压下，北京地区（海拔约50米）进行光学天文观测，大气折射对靠近地平线的天体（高度角为0°）造成的仰角抬高量大约是多少？A.约34角分B.约1度C.约1.5度D.约2度答案：A解析：在地平线附近，大气折射效应最显著，平均可将天体的视位置抬高约34角分（约0.57度）。这是天文学中的常用经验值。选项B、C、D的数值偏大。8．某系外行星的轨道周期为10地球日，其主恒星质量为1.2倍太阳质量，利用开普勒第三定律=（其中a为轨道半长径，以AU为单位；P为周期，以年为单位；M为主星质量），该行星轨道半长径约为多少AU？A.约0.045AUB.约0.067AUC.约0.089AUD.约0.12AU答案：C解析：首先将周期转换为年：P=10天=10/365.25年≈0.02738年。主星质量M9．一颗小行星的轨道半长径为2.8AU，偏心率为0.15，其近日点距离和远日点距离分别为多少AU？A.2.38AU,3.22AUB.2.45AU,3.15AUC.2.52AU,3.08AUD.2.58AU,3.02AU答案：A解析：近日点距离q=a(1e)，远日点距离Q=a(10．昴星团（M45）属于哪种类型的天体？A.球状星团B.疏散星团C.行星状星云D.星系答案：B解析：昴星团是一个著名的疏散星团，由年轻的蓝色恒星组成，肉眼可见。11．在地球上观测，金星的最大视直径大约出现在哪个相位附近？A.上合B.下合C.东大距D.西大距答案：B解析：金星在下合时距离地球最近，因此其视直径最大。但由于此时其相位为“新月”状，并非满圆。12．如果月球的轨道面与黄道面重合（即白道与黄道夹角为0°），那么日食和月食发生的频率大约是？A.每年至少发生2次日食和2次月食B.每月发生1次日食和1次月食C.每半年发生1次日食和1次月食D.每交点月（约27.2天）发生1次日食和1次月食答案：B解析：如果月球轨道与黄道完全重合，那么每逢朔月（新月），月球都会精确遮挡太阳，发生日食；每逢望月（满月），月球都会进入地球本影，发生月食。即每个朔望月（约29.5天）都会发生一次日食和一次月食。但选项B写“每月”，与朔望月周期接近，为最符合的答案。13．一颗G2V型恒星的光谱中，氢线（如Hα）的强度与一颗A0V型恒星相比，通常如何？A.更强B.更弱C.强度相当D.无法比较答案：B解析：G2V型恒星（类似太阳）表面温度约5800K，A0V型恒星表面温度约10000K。对于氢线（巴尔末线），其强度在A型星附近达到最强，因为该温度下氢原子处于合适的激发态。温度更高的恒星氢电离比例高，温度更低的恒星氢原子多数处于基态，巴尔末线都较弱。因此太阳（G2型）的氢线强度弱于A0型星。14．利用赫罗图估算一颗位于主序带上的K5V型恒星的绝对星等约为多少？（参考：太阳为G2V，绝对星等4.83；K5V比太阳暗）A.约5.5B.约6.5C.约7.5D.约8.5答案：C解析：K5V型恒星比太阳（G2V）温度低，光度小。典型K5V恒星的绝对星等在约7.5至8.0之间。例如，著名的天鹅座61B（K5V）绝对星等约7.6。因此选项C最合理。15．在春分日，北京（东经116°，北纬40°）地方时18:00，某恒星的时角为2小时。请问该恒星的赤经大约是多少？A.16时B.18时C.20时D.22时答案：A解析：春分日太阳赤经为0时。地方时18:00即地方恒星时约为18时（近似，春分日太阳时与恒星时差异不大，粗略计算可用）。恒星时S、时角HA和赤经α的关系为S=HA+α。已知16．一个双星系统中，主星质量=2，伴星质量=1，观测得到轨道周期P=10年，轨道半长径A.一致B.不一致，因为a是投影的半长径C.不一致，因为P是视周期D.不一致，因为未考虑轨道倾角答案：B解析：根据开普勒第三定律，+=。代入a=5AU，P=10年，得+=17．假设宇宙的哈勃常数=70km/s/MA.约143MpcB.约429MpcC.约1000MpcD.约1400Mpc答案：B解析：红移z=0.1，近似退行速度v≈c·18．我国即将建成的12米光学红外望远镜（LOT）位于哪个观测站？A.兴隆观测站B.德令哈观测站C.冷湖观测站D.南山观测站答案：C解析：根据中国天文发展规划，12米光学红外望远镜（LOT）选址在青海冷湖赛什腾山，该地具有极佳的光学观测条件。19．如果一颗小行星的轨道与地球轨道的最小交叉距离（MOID）小于0.05AU，且直径大于140米，它被归类为什么？A.潜在威胁小行星（PHA）B.近地小行星（NEA）C.主带小行星D.特洛伊小行星答案：A解析：潜在威胁小行星（PHA）的定义是：其轨道与地球轨道的最小交叉距离（MOID）小于0.05AU，并且绝对星等H≤20．在恒星光谱分类中，O、B、A、F、G、K、M序列主要是依据什么特征的递减或递增来划分的？A.表面温度递减B.氢线强度先增后减C.金属线强度递增D.电离氦线强度递减答案：A解析：哈佛光谱分类序列OBAFGKM，主要依据恒星表面温度从高到低排列。O型星温度最高（>30000K），M型星温度最低（约2000-3500K）。其他光谱特征（如某些谱线的强度）也随温度变化，但根本依据是温度。21．计算题：某天文爱好者使用数码单反相机拍摄星空。相机全画幅CMOS尺寸为36mm×24mm，像素为2000万（约5472×3648像素）。他使用焦距为50mm的镜头拍摄。请问：（1）该相机单个像素的角分辨率（即每个像素对应天空的角度）是多少？（2）若拍摄猎户座大星云（M42），其实际角直径约1.5°，在照片上大约占据多少像素（按长边计算）？答案与解析：（1）首先计算单个像素的尺寸。CMOS长边36mm，对应5472像素，所以每个像素的尺寸为36mm/焦距f=角分辨率（以弧度计）为像素尺寸除以焦距：。转换为角秒：1rad因此，每个像素对应天空约27.1角秒。（2）猎户座大星云角直径Θ=每个像素对应27.1角秒，所以星云图像占据的像素数（长边方向）为5400/因此，大约占据200像素。22．计算题：考虑一个简化的双星系统，两星质量分别为=3和=2，绕共同质心做圆轨道运动，轨道周期（1）系统的轨道半长径（即两星之间的距离）a（以AU为单位）。（2）主星绕质心运动的轨道速度（以km/s为单位，忽略相对论效应）。（可使用开普勒第三定律：=+，其中a单位为AU，P单位为年，质量单位为太阳质量。1AU=1.496×km，1年≈答案与解析：（1）根据开普勒第三定律：=(总质量+=3+代入：=5所以a=因此，两星之间的距离为5AU。（2）首先求主星的轨道半径。质心条件：=，且+=a=由=a主星绕质心做圆周运动，其轨道周长=2π，周期为所以速度=。将单位转换为一致：=2P=代入：=≈（也可先计算角速度ω=，再=因此，主星的轨道速度约为11.9km/s。23．论述题：简述利用造父变星测量星系距离的原理和方法（周光关系），并说明为什么造父变星被称为“量天尺”。答案与解析：造父变星是一类脉动变星，其光变周期与光度之间存在确定的关系，称为周光关系。具体而言，造父变星的绝对星等M与其光变周期P的对数呈线性关系：M=algP测量星系距离的方法如下：（1）在目标星系中识别出造父变星，通过长期观测获得其光变曲线，确定光变周期P。（2）利用已知的周光关系，由周期P计算出该造父变星的绝对星等M。（3）同时，观测得到该造父变星的平均视星等m。（4）根据距离模数公式mM=5造父变星被称为“量天尺”的原因在于：其周光关系提供了从可直接观测的量（光变周期）推导出本质量（绝对光度）的桥梁，从而能够精确测定距离。这一方法由亨丽埃塔·莱维特发现，是宇宙距离尺度的关键基石，哈勃曾利用仙女座星系中的造父变星确认了它是河外星系，开启了现代河外天文学。24．论述题：什么是“行星凌日”法探测系外行星？简述其基本原理，并列举该方法的主要优缺点。答案与解析：行星凌日法是通过监测恒星光度的微小周期性下降来探测系外行星的一种方法。基本原理：当系外行星的轨道平面与视线方向接近平行时，行星会周期性地从恒星前方经过，遮挡部分恒星表面，导致观测到的恒星亮度发生微小的、周期性的下降（即凌食）。通过高精度测光设备（如开普勒太空望远镜、TESS等）监测恒星光变曲线，检测这种周期性光度下降信号，可以推断行星的存在。从光变曲线中可以获取凌食深度（对应行星与恒星面积比）、凌食持续时间、周期等信息，进而结合恒星参数估算行星半径、轨道半长径等。主要优点：（1）对地球大小及超级地球大小的行星敏感，是发现类地行星的主要手段。（2）可以测定行星半径（通过凌食深度）。（3）若配合径向速度法，可得到行星质量，进而计算密度，了解行星组成。（4）在凌食期间，可以对穿过行星大气层的恒星光谱进行透射光谱分析，研究行星大气成分。主要缺点：（1）几何要求苛刻：需要行星轨道面几乎与视线平行，只有一小部分行星系统满足此条件。（2）易受虚假信号干扰：如食双星、恒星黑子活动等均可造成类似的光变，需多轮凌食确认。（3）通常只能获得行星半径，需要其他方法补充质量信息。（4）对轨道周期长的行星探测困难，需要长时间监测才能捕捉多次凌食。25．观测设计题：计划在北京时间2026年8月15日晚于北京郊区（东经116.5°，北纬40.2°）观测英仙座流星雨极大。已知该年英仙座流星雨预报极大时刻约为北京时间8月13日15时（ZHR~100），辐射点坐标（极大时）约为赤经3h10m，赤纬+58°。请回答：（1）8月15日地方恒星时约0时（即上中天恒星时）对应的北京时间大约是几点？（可近似计算，忽略春分点岁差等复杂修正。已知8月15日与8月13日相差2天，恒星日比太阳日约短4分钟。）（2）估算8月15日22:00（北京时间）时，辐射点的地平高度（北京地区）。（3）该晚观测英仙座流星雨有哪些有利和不利因素？答案与解析：（1）首先，8月15日与预报极大日（8月13日）相差2天。每天恒星时比平太阳时快约3分56秒，近似为4分钟。2天累计快约8分钟。预报极大时刻为8月13日15时（北京时），对应的地方恒星时大致等于辐射点赤经（因为极大时辐射点上中天）。辐射点赤经约3h10m≈3.167h。因此，8月13日15时北京时，地方恒星时约为3.167h。到8月15日，同一北京时刻的地方恒星时比8月13日快约8分钟（0.133小时），即8月15日15时北京时，地方恒星时约为3.167+0.133=3.3h。现在需要求地方恒星时为0时（即0h）对应的北京时。设北京时为T，地方恒星时S与北京时T的近似关系为：S≈S_0+(TT_0)×(1+1/365.25)，但更简单的方法是线性推算。已知15:00对应S≈3.3h。恒星时从3.3h到0h，需要减少3.3h。由于恒星时比平时走得快，每平时小时，恒星时增加约1.00274小时，近似为1小时。为简化，我们近似认为恒星时与平时变化率相同（误差不大）。那么，要减少3.3小时，需要将时间向前推3.3小时。即从15:00向前推3.3小时，得到约11:42（北京时）。因此，地方恒星时0时大约在北京时间11:42左右。但这是近似，实际可能略有差异。更精确的简易计算：8月15日格林尼治恒星时0时对应的北京时约为8月15日8时左右（因北京时=GMT+8），再经度修正（北京东经116.5°，比120°E偏西3.5°，时差约14分钟），地方恒星时0时在北京时间约7:46。但两种算法结果不同，因简化方式不同。对于中学竞赛，第一种近似（约11:42）或第二种（约7:46）都可能出现，但通常第一种基于辐射点赤经的推算更贴合流星雨观测情境。考虑到题目要求近似计算，且8月15日辐射点赤经会略有增加（约每天增加4分钟赤经），实际辐射点上中天时间会逐日提前约4分钟（恒星时）。因此，8月15日辐射点上中天时间比13日提前约8分钟，即在14:52左右。但问题问的是地方恒星时0时，与辐射点无关。根据常见恒星时近似公式：地方恒星时≈(北京时8h)×1.00274+经度差（时角）+某基准。更简单的方法是记住：8月15日午夜0时北京时，地方恒星时大约为21时左右（因为8月中旬子夜时，夏季星空已西沉，秋季星空升起）。因此，要地方恒星时为0时，需要再过去约3小时，即北京时约3时。这又与之前推算不同。可见不同近似导致不同结果。鉴于竞赛题通常期望简单推算，我们采用：8月15日，地方恒星时与北京时的关系近似为：北京时0时，地方恒星时约21时（经验值）。那么地方恒星时0时，相当于从21时到0时，需要增加3小时恒星时，对应北京时增加约3小时（因为恒星时比平时快，但3小时内差异仅约0.5分钟，可忽略）。所以北京时约为3时。这个结果与“午夜时恒星时约为21时”的经验相符。因此，答案可写为：约凌晨3时（北京时间）。但考虑到题目可能期望基于辐射点赤经的推算，另一种可能答案是约11:42。在无更精确数据下，我们选择经验值：约凌晨3时。实际考试中会根据提供数据计算。（2）8月15日22:00（北京时），即当地地方时。北京经度116.5°E，北京时间（120°E标准时）22:00，对应地方平时=22:00(120-116.5)×4分钟=22:0014分钟=21:46。此时需要计算辐射点的时角。首先求此时的地方恒星时S。已知8月15日地方恒星时0时对应北京时约3时（如上推算），即北京时3时，地方恒星时S=0h。那么从北京时3时到22时，经过19小时。每小时恒星时增加约1.00274小时，近似增加1小时。所以S≈0h+19h=19h。但更精确地，从地方恒星时0时（北京时3时）到北京时22时，经过19平时小时，恒星时增加19×1.00274≈19.052小时，即S≈19.052h。辐射点赤经α≈3h10m≈3.167h（这是极大时的值，两天后赤经会稍有增加，但变化很小，可仍用此近似）。时角HA=Sα=19.0523.167=15.88