2025年大學(xué)《天文學(xué)》專業(yè)題庫——天文學(xué)中的行星大氣分析技術(shù)考試時(shí)間：______分鐘總分：______分姓名：______一、選擇題1.在分析行星大氣成分時(shí)，光譜吸收線的主要信息來源于大氣中的哪種粒子與輻射相互作用？A.分子碰撞B.原子電離C.光子散射D.重力場影響2.與地面望遠(yuǎn)鏡相比，空間望遠(yuǎn)鏡在觀測系外行星大氣時(shí)，最主要克服的困難是？A.光譜分辨率限制B.大氣散射和吸收影響C.觀測波段范圍限制D.無法進(jìn)行長期連續(xù)觀測3.以下哪種儀器主要利用對(duì)電磁波的反射或散射來探測行星大氣的宏觀結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)現(xiàn)象？A.高分辨率光譜儀B.雷達(dá)系統(tǒng)C.傅里葉變換紅外光譜儀D.空間成像相機(jī)4.在行星大氣溫度結(jié)構(gòu)分析中，逆溫層指的是？A.大氣溫度隨高度均勻增加的層次B.大氣溫度隨高度均勻降低的層次C.大氣溫度隨高度升高后又開始下降的層次D.大氣溫度隨高度降低后又開始上升的層次5.下列哪一項(xiàng)不是傅里葉變換紅外光譜（FTIR）技術(shù)分析行星大氣成分的主要優(yōu)勢？A.光譜分辨率高B.可同時(shí)獲取寬波段信息C.對(duì)大氣水汽等干擾較敏感D.探測靈敏度較高6.金星濃厚的大氣主要由什么氣體組成？A.氮?dú)?N?)和氧氣(O?)B.氫氣(H?)和氦氣(He)C.二氧化碳(CO?)和氮?dú)?N?)D.氮?dú)?N?)和氬氣(Ar)7.行星大氣的尺度高度（ScaleHeight）主要取決于？A.行星的質(zhì)量B.行星表面的重力加速度C.大氣平均分子量D.大氣層的總質(zhì)量8.利用行星反射太陽光的光譜曲線進(jìn)行大氣成分分析，主要依賴于？A.大氣分子的吸收光譜B.大氣分子的發(fā)射光譜C.氣溶膠的散射特性D.大氣溫度的輻射9.馬赫-曾德爾干涉儀是哪種光譜分析技術(shù)的關(guān)鍵組成部分？A.傅里葉變換紅外光譜(FTIR)B.光柵光譜儀C.巖石光譜儀D.馬赫-曾德爾干涉儀本身不是光譜分析技術(shù)10.分析系外行星大氣時(shí)，所謂的“凌日法”（TransitMethod）主要利用了行星大氣與恒星之間什么現(xiàn)象？A.光譜吸收效應(yīng)B.反射效應(yīng)C.散射效應(yīng)D.等離子體相互作用二、填空題1.行星大氣的主要直接分析技術(shù)包括______和______。2.紅外光譜主要探測大氣中分子的______和______吸收。3.為了克服地球大氣對(duì)紅外波段的吸收，許多關(guān)鍵的行星大氣觀測需要在______或______進(jìn)行。4.通過分析行星大氣中______線的強(qiáng)度，可以反演大氣溫度廓線。5.大氣窗口是指大氣對(duì)特定電磁波段______的區(qū)域，適合進(jìn)行天文觀測。6.雷達(dá)探測行星大氣時(shí)，可以通過測量______的頻率多普勒變化來獲取大氣風(fēng)場信息。7.行星大氣的成分、溫度和運(yùn)動(dòng)狀態(tài)通常被稱為行星大氣的______。8.全球氣候模型（GCM）是模擬和研究行星______場和______場相互作用的復(fù)雜數(shù)學(xué)工具。9.觀測系外行星大氣時(shí)，一個(gè)主要的挑戰(zhàn)是將其信號(hào)從恒星的強(qiáng)光中______出來。10.除了成分分析，行星大氣分析技術(shù)還可以用于研究大氣的______、______和能量平衡。三、簡答題1.簡述利用光譜吸收線測量行星大氣溫度廓線的基本原理。2.比較光學(xué)望遠(yuǎn)鏡和空間望遠(yuǎn)鏡在觀測行星大氣時(shí)的主要優(yōu)缺點(diǎn)。3.什么是行星大氣的尺度高度？它如何影響大氣結(jié)構(gòu)？4.簡述雷達(dá)技術(shù)在行星大氣探測中的一種具體應(yīng)用。四、計(jì)算題假設(shè)通過觀測某系外行星的紅外光譜，發(fā)現(xiàn)其在某個(gè)特定波長λ?處存在一個(gè)吸收線，對(duì)應(yīng)的大氣成分是水蒸氣(H?O)。已知該吸收線在室溫和1個(gè)標(biāo)準(zhǔn)大氣壓下的透過率T?=0.8。假設(shè)該行星大氣在此高度處的壓強(qiáng)P=0.5個(gè)標(biāo)準(zhǔn)大氣壓，溫度T=200K。請(qǐng)根據(jù)比爾-朗伯定律(T=T?*10^(-εcl))，估算該高度處水蒸氣的柱密度l(單位：cm?1)。其中，吸收截面ε需要自行查找或假設(shè)一個(gè)典型值（說明來源即可），氣體的摩爾質(zhì)量M_H?O≈18g/mol，理想氣體常數(shù)R=8.314J/(mol·K)，標(biāo)準(zhǔn)大氣壓P?=1.013×10?Pa，標(biāo)準(zhǔn)重力加速度g≈9.8m/s2，空氣平均摩爾質(zhì)量M_air≈29g/mol。請(qǐng)簡要說明計(jì)算步驟中關(guān)鍵參數(shù)的選擇依據(jù)。五、論述題當(dāng)前，利用地面和空間望遠(yuǎn)鏡觀測系外行星大氣，分別面臨哪些主要的技術(shù)挑戰(zhàn)？針對(duì)這些挑戰(zhàn)，天文學(xué)家已經(jīng)或正在探索哪些可能的解決方案或新技術(shù)？請(qǐng)結(jié)合具體實(shí)例或技術(shù)名稱進(jìn)行論述。試卷答案一、選擇題1.A解析：光譜吸收線是由于大氣中的分子、原子等粒子與入射光子發(fā)生相互作用（主要是振動(dòng)或轉(zhuǎn)動(dòng)能級(jí)躍遷）導(dǎo)致的，這本質(zhì)上是分子碰撞引起的光吸收現(xiàn)象。2.B解析：地面望遠(yuǎn)鏡觀測受到大氣散射（導(dǎo)致視寧度差）和大氣各向異性吸收（導(dǎo)致光譜失真、系統(tǒng)吸收）的嚴(yán)重影響，尤其是在紅外波段。空間望遠(yuǎn)鏡位于真空，完全避免了這些問題。3.B解析：雷達(dá)通過發(fā)射電磁波并接收目標(biāo)（包括大氣粒子）的回波信號(hào)來工作，利用回波信號(hào)的強(qiáng)度、相位、多普勒頻移等信息來反演大氣結(jié)構(gòu)、溫度、風(fēng)場等。4.C解析：逆溫層是指大氣溫度隨高度升高而異常升高的層次，這與大氣垂直穩(wěn)定度密切相關(guān)，是大氣環(huán)流和成分分布的重要標(biāo)志。5.C解析：FTIR的主要優(yōu)勢是高分辨率和寬波段同時(shí)覆蓋能力，以及較高的探測靈敏度。其對(duì)水汽等大氣成分的敏感性是已知限制，需要通過技術(shù)手段（如遮光罩）加以克服。6.C解析：根據(jù)科學(xué)探測結(jié)果，金星大氣約96%是二氧化碳，其余主要是氮?dú)狻?.C解析：尺度高度H=kT/(γMg)，其中k是玻爾茲曼常數(shù)，T是絕對(duì)溫度，γ是比熱比，M是大氣平均分子量，g是重力加速度。其中M（平均分子量）是決定尺度高度的關(guān)鍵參數(shù)之一，直接影響大氣垂直混合和溫度結(jié)構(gòu)。8.A解析：行星反射太陽光的光譜特征取決于其表面的反射率以及覆蓋大氣的成分和含量。大氣中的氣體分子會(huì)吸收特定波長的太陽輻射，形成吸收光譜線，通過分析這些吸收線的特征可以推斷大氣成分。9.A解析：馬赫-曾德爾干涉儀是一種高精度光譜儀，通過分束器將光源分成兩束，經(jīng)反射鏡反射后重新干涉，利用移動(dòng)反射鏡改變兩束光的光程差，從而實(shí)現(xiàn)對(duì)光譜的高分辨率掃描。10.A解析：凌日法是指觀測系外行星從其母恒星前方經(jīng)過時(shí)，引起恒星光亮度微小變化的現(xiàn)象。通過分析這種光變曲線的精細(xì)結(jié)構(gòu)（如次級(jí)eclipse或凌日中的光譜變化），可以探測和分析行星大氣的成分、溫度、密度和運(yùn)動(dòng)。二、填空題1.光譜分析；遙感探測解析：光譜分析是利用不同物質(zhì)對(duì)電磁波的選擇性吸收或發(fā)射來識(shí)別成分和分析性質(zhì)的主要方法；遙感探測則包括雷達(dá)、紅外輻射測量等多種非光譜直接分析手段。2.振動(dòng)；轉(zhuǎn)動(dòng)解析：分子的振動(dòng)和轉(zhuǎn)動(dòng)能級(jí)躍遷對(duì)應(yīng)的中紅外和遠(yuǎn)紅外波段是紅外光譜分析的主要區(qū)域，可用于識(shí)別豐富的分子（如水、二氧化碳、甲烷等）。3.外層空間；太空解析：為了避開地球大氣（特別是紅外窗口外的吸收和散射）的影響，需要將觀測設(shè)備置于大氣層之上，即外層空間或太空中。4.輪廓（或強(qiáng)度）；發(fā)射解析：通過分析特定發(fā)射線（如分子發(fā)射帶）的強(qiáng)度隨高度的變化，或者更常用的是分析吸收線的輪廓（強(qiáng)度隨波長變化），可以反演溫度結(jié)構(gòu)。5.透明（或低吸收/高透過率）解析：大氣窗口是指大氣對(duì)特定波段的電磁輻射吸收很小、透過率很高的區(qū)域，這些區(qū)域是進(jìn)行天文觀測（包括行星大氣探測）的關(guān)鍵窗口。6.返回信號(hào)（或回波）；多普勒解析：雷達(dá)通過發(fā)射電磁波并接收從大氣粒子散射回來的信號(hào)（回波），通過測量回波信號(hào)相對(duì)于發(fā)射信號(hào)的頻率多普勒偏移，可以推斷粒子的運(yùn)動(dòng)速度（即風(fēng)場）。7.狀態(tài)解析：行星大氣的成分、溫度、壓力、風(fēng)、云層等物理化學(xué)性質(zhì)的綜合描述，反映了行星的氣候和動(dòng)力學(xué)特征。8.大氣；輻射解析：全球氣候模型（GCMs）是集成了大氣動(dòng)力學(xué)、物理過程（輻射、對(duì)流、湍流、云、降水等）和化學(xué)過程的復(fù)雜模型，用于模擬和預(yù)測行星大氣環(huán)流和氣候系統(tǒng)。9.分離；提取解析：由于恒星本身發(fā)出的光非常強(qiáng)，行星及其大氣反射或發(fā)射的信號(hào)非常微弱，如何從強(qiáng)大的恒星光背景中有效地分離和提取出行星大氣的精細(xì)信號(hào)是主要挑戰(zhàn)。10.動(dòng)力學(xué)；化學(xué)組成解析：行星大氣分析不僅限于識(shí)別有哪些氣體成分（化學(xué)組成），還包括研究氣體的垂直分布（溫度結(jié)構(gòu)）、水平運(yùn)動(dòng)（風(fēng)場）、環(huán)流模式（動(dòng)力學(xué)）以及能量收支（能量平衡）。三、簡答題1.解析：利用光譜吸收線測量行星大氣溫度廓線的基本原理是：大氣中的特定分子或原子在特定的波數(shù)（波長）處會(huì)吸收紅外輻射，形成吸收線。吸收線的強(qiáng)度與輻射穿過氣體的光學(xué)厚度（τ）成正比，而光學(xué)厚度又與氣體的柱密度（Nl）和該波數(shù)處的吸收截面（ε）成正比（τ=εcl）。根據(jù)比爾-朗伯定律（T=T?*10^(-τ)），吸收線的強(qiáng)度（或透過率）T與氣體溫度T之間存在函數(shù)關(guān)系。通過測量行星大氣光譜上多條已知化學(xué)成分和濃度的吸收線強(qiáng)度，并利用大氣輻射傳輸模型，輸入已知的氣體成分和柱密度信息，反演得到不同波數(shù)（對(duì)應(yīng)不同高度）處的氣體溫度T，從而構(gòu)建出行星大氣的垂直溫度廓線。2.解析：光學(xué)望遠(yuǎn)鏡在地面觀測行星大氣優(yōu)點(diǎn)是：成本相對(duì)較低，易于維護(hù)和升級(jí)；缺點(diǎn)是：受大氣影響嚴(yán)重，包括光散射導(dǎo)致的視寧度差（圖像模糊）、大氣吸收（特別是紅外波段）導(dǎo)致光譜失真和信號(hào)減弱，以及大氣抖動(dòng)影響成像質(zhì)量。空間望遠(yuǎn)鏡優(yōu)點(diǎn)是：完全避開大氣影響，圖像質(zhì)量極高，尤其在紅外波段可無限制觀測，空間分辨率高；缺點(diǎn)是：發(fā)射和運(yùn)行成本極高，維護(hù)困難，觀測時(shí)間受限，覆蓋波段可能受衛(wèi)星設(shè)計(jì)限制。選擇地面或空間望遠(yuǎn)鏡取決于觀測波段、空間分辨率要求、預(yù)算和任務(wù)目標(biāo)。3.解析：行星大氣的尺度高度H定義為大氣壓強(qiáng)減半的高度，或大氣密度減半的高度。它反映了大氣在垂直方向上混合或擴(kuò)散的程度。尺度高度H=kT/(γMg)，其中T是該高度的平均溫度，M是平均分子量，g是重力加速度。一個(gè)較小的尺度高度意味著大氣垂直混合強(qiáng)烈，溫度和成分在垂直方向上差異??；較大的尺度高度則表示垂直混合較弱，大氣層可以維持較穩(wěn)定的分層結(jié)構(gòu)（如溫度逆溫層）。尺度高度直接影響大氣環(huán)流模式、成分分布以及輻射傳輸特性。4.解析：雷達(dá)技術(shù)在行星大氣探測中的一種具體應(yīng)用是反演大氣風(fēng)場。雷達(dá)向行星大氣發(fā)射電磁波脈沖，并接收由大氣中的中性氣體分子（如氮?dú)?、氧氣）或微小粒子（如水汽、塵埃）散射回來的回波信號(hào)。通過精確測量回波信號(hào)相對(duì)于雷達(dá)的延遲時(shí)間（與垂直高度相關(guān)）和多普勒頻移（與粒子水平或垂直運(yùn)動(dòng)速度相關(guān)），可以繪制出大氣不同高度上的風(fēng)速和風(fēng)向圖。例如，利用微波雷達(dá)可以探測平流層和對(duì)流層的高空風(fēng)場，研究大氣波動(dòng)和環(huán)流系統(tǒng)。四、計(jì)算題解：根據(jù)比爾-朗伯定律T=T?*10^(-εcl)，有10^(-εcl)=T/T?=0.8/0.6=4/3。取對(duì)數(shù)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是水蒸氣的柱密度（cm?1）。*ε是水蒸氣在給定波長λ?處的吸收截面（單位：cm2/mol）。需要查找文獻(xiàn)或手冊(cè)獲取具體數(shù)值，假設(shè)ε=10?22cm2/mol（這是一個(gè)示例值，實(shí)際值需查表）。*c是水蒸氣的摩爾濃度（mol/cm3）。摩爾濃度c可以通過壓強(qiáng)P、溫度T和理想氣體常數(shù)R、平均摩爾質(zhì)量M_H?O計(jì)算得到：P=ρR/M_avg，其中ρ是氣體的數(shù)密度（分子數(shù)/cm3），M_avg是混合氣體的平均摩爾質(zhì)量。對(duì)于P=0.5atm=0.5*1.013×10?Pa，T=200K，M_avg≈29g/mol(空氣)，可以估算ρ=P*M_avg/(R*T)≈(0.5*1.013×10?Pa*0.029kg/mol)/(8.314J/(mol·K)*200K)≈9.8×1022molecules/m3=9.8×101?molecules/cm3。水蒸氣的摩爾濃度c=ρ/N_A，其中N_A是阿伏伽德羅常數(shù)（≈6.022×1023mol?1）。c≈9.8×101?/6.022×1023≈1.63×10??mol/cm3。*c是水蒸氣的摩爾濃度（mol/cm3），已估算。*l=0.2877/(εc)≈0.2877/(10?22cm2/mol*1.63×10??mol/cm3)≈0.2877/(1.63×10?2?cm?1)≈1.77×102?cm?1。五、論述題解析：當(dāng)前利用地面和空間望遠(yuǎn)鏡觀測系外行星大氣面臨的主要挑戰(zhàn)包括：1.信號(hào)弱，噪聲高：行星相對(duì)于其恒星非常小，且大氣信號(hào)微弱，淹沒在強(qiáng)烈的恒星背景下。來自恒星自身的噪聲、儀器噪聲以及大氣視寧度抖動(dòng)都嚴(yán)重限制了探測精度。2.恒星“污染”：恒星自身的活動(dòng)（如耀斑、黑子）會(huì)導(dǎo)致星光亮度變化，模擬行星信號(hào)，造成混淆。恒星的譜線也會(huì)與行星大氣譜線重疊，難以區(qū)分。3.大氣窗口有限：只有少數(shù)幾個(gè)大氣窗口（如近紅外H?O和CO?吸收線）允許行星信號(hào)穿透恒星大氣到達(dá)地面或空間望遠(yuǎn)鏡。大部分波段的信號(hào)被大氣吸收。4.大氣參數(shù)反演復(fù)雜：從觀測到的光譜信號(hào)反演行星大氣的真實(shí)物理狀態(tài)（成分、溫度、壓力、云層等）需要復(fù)雜的輻射傳輸模型，模型本身的不確定性以及需要輸入的行星物理參數(shù)（質(zhì)量、半徑、軌道等）的不確定性都增加了反演的難度。5.視寧度限制：地面望遠(yuǎn)鏡受大氣湍流影響，圖像會(huì)模糊（