2025年大學《行星科學》專業(yè)題庫——行星恒星光譜線變化研究考試時間：______分鐘總分：______分姓名：______一、選擇題（每題2分，共20分）1.恒星光譜線主要是由下列哪種過程造成的？A.恒星內部核反應B.恒星自轉C.恒星大氣中原子或分子的能級躍遷D.行星遮擋恒星2.在分析恒星光譜時，多普勒增寬主要是由什么引起的？A.恒星大氣的不透明度B.恒星自轉或視線速度變化C.觀測儀器分辨率有限D.恒星內部對流3.Saha方程主要用于描述什么？A.恒星內部能量傳遞B.恒星光譜線的形成C.行星大氣成分的化學平衡D.恒星活動區(qū)域的磁場分布4.探測系外行星時，利用恒星光譜線的哪種變化可以指示行星的存在？A.譜線輪廓的長期緩慢變化B.視向速度的周期性擺動C.譜線強度的隨機快速變化D.譜線的多普勒增寬系數(shù)突然增大5.以下哪種技術通常不用于提高恒星光譜觀測的分辨率？A.使用高色散光譜儀B.采用自適應光學系統(tǒng)C.進行長基線干涉測量D.降低望遠鏡的通光口徑6.在處理長時間序列的恒星光譜數(shù)據(jù)時，進行數(shù)據(jù)降采樣主要是為了：A.提高數(shù)據(jù)存儲效率B.增強信號中周期性成分的檢測C.消除數(shù)據(jù)中的高頻噪聲D.簡化后續(xù)的譜線擬合過程7.傅里葉變換通常被用于分析恒星光譜時間序列數(shù)據(jù)的什么特征？A.譜線的精細結構B.光譜線的強度分布C.視向速度的周期性變化D.譜線輪廓的多普勒寬度8.恒星耀斑活動通常會在其光譜中產生什么現(xiàn)象？A.特定原子譜線的強度顯著增強B.譜線輪廓變得異常平滑C.出現(xiàn)全新的分子吸收帶D.整個光譜能量分布發(fā)生紅移9.使用恒星光譜線來估計恒星自轉速度時，通常依賴于譜線的哪個特征？A.譜線的中心波長位置B.譜線兩翼的對稱性C.譜線的相對強度D.譜線的吸收深度10.行星大氣通過恒星光譜產生的“吸收指紋”主要反映了什么信息？A.行星表面的溫度分布B.行星大氣的化學成分和密度C.行星與恒星的相對距離D.行星自轉的角速度二、填空題（每空2分，共20分）1.恒星光譜線寬度的產生主要來源于__________、__________、__________、__________等多種機制。2.為了研究恒星精細結構譜線，通常需要使用______________望遠鏡或光譜儀，并在______________波段進行觀測。3.分析恒星光譜時間序列數(shù)據(jù)時，常用的周期檢測方法是______________和______________。4.通過分析恒星光譜中金屬線（如CaIIK線）的______________和______________，可以評估恒星的活動水平。5.當一個行星transiting一顆恒星時，其光譜會因行星大氣吸收和行星表面反射而發(fā)生變化，這種現(xiàn)象稱為______________光譜學。6.在進行恒星光譜數(shù)據(jù)分析前，通常需要對原始數(shù)據(jù)進行__________、__________和__________等預處理步驟。7.光譜線的等效寬度是衡量譜線強度的一個物理量，它表示在__________波長間隔內具有與該譜線相同吸光度（或透射率）的矩形譜線的寬度。三、簡答題（每題5分，共20分）1.簡述影響恒星光譜線輪廓的主要物理因素及其作用。2.解釋什么是“視寧度校正”在恒星光譜分析中的含義及其必要性。3.描述利用高分辨率光譜研究恒星自轉的主要方法及其原理。4.簡述什么是“凌日光譜學”，并說明它如何在系外行星研究中發(fā)揮作用。四、計算題（共10分）假設觀測到一顆恒星某條主要吸收線（如Hβ）的中心波長為4861.33?，其多普勒增寬呈高斯形狀，半高寬（FWHM）為0.015?。已知光速c=3×10?m/s，請計算該恒星對應此譜線的視向速度v。（提示：多普勒頻移公式v=c*Δλ/λ?，F(xiàn)WHM與標準差σ的關系為FWHM=2*σ*sqrt(2*ln(2)))五、論述題（共30分）論述恒星光譜線變化研究對于理解行星系統(tǒng)形成、演化和宜居性評估的重要性。請結合具體的物理過程（如恒星脈動、活動性、物質損失等）和相應的觀測方法（如時間序列分析、高分辨率光譜等），闡述光譜線變化如何幫助我們探測、characterize和理解行星及其環(huán)境。試卷答案一、選擇題1.C2.B3.C4.B5.D6.C7.C8.A9.B10.B二、填空題1.多普勒效應，引力場，湍流，輻射壓力2.高分辨率，紫外3.傅里葉變換，小波分析4.位移，強度5.凌日6.校正，定標，平滑7.半高寬三、簡答題1.解析思路：首先列出影響譜線輪廓的主要因素：多普勒效應（由恒星自轉和視線速度引起，導致譜線展寬）、引力場（產生引力增寬，通常較?。?、湍流（引起隨機速度擾動，導致譜線精細結構增寬）、輻射壓力（對較重粒子如分子影響較大，導致輪廓變形）、磁場（通過塞曼效應使譜線分裂）。然后簡要說明每個因素如何改變譜線的形狀或寬度。2.解析思路：首先解釋視寧度（Seeing）的概念，即大氣擾動導致的圖像模糊程度。接著說明視寧度會使來自同一天體不同點的光線到達望遠鏡焦點的時間不同，導致譜線在不同位置具有不同的波長（或頻率）延遲，形成傾斜或模糊的譜線輪廓。最后強調視寧度校正的目的是消除這種大氣效應，恢復真實的天體譜線輪廓，是獲得高質量光譜數(shù)據(jù)必不可少的步驟。3.解析思路：首先說明恒星自轉會使譜線發(fā)生多普勒頻移，面向我們旋轉的一側譜線藍移，背向我們旋轉的一側譜線紅移。然后用高分辨率光譜儀可以探測到這種藍移和紅移的譜線對。通過測量譜線對中心波長之差（Δλ）或等效寬度之差，并與已知的譜線波長（λ?）或無旋轉時的譜線寬度進行比較，可以反推出恒星的自轉速度（v≈c*Δλ/λ?）。關鍵在于高分辨率使得多普勒效應引起的頻率移動可以分辨。4.解析思路：首先定義凌日光譜學：指在系外行星凌日過程中，行星依次穿過恒星盤面時，行星大氣吸收恒星光產生的周期性光譜信號（即行星大氣光譜）。接著說明其作用：通過分析這些光譜信號，可以直接探測到行星大氣，測量其大氣成分（通過識別吸收線對應的分子或原子）、大氣溫度、壓力結構、甚至大氣環(huán)流等物理性質。這是目前研究系外行星大氣最直接有效的方法。四、計算題計算過程：1.已知：λ?=4861.33?=4861.33×10?1?m,FWHM=0.015?=0.015×10?1?m,c=3×10?m/s。2.高斯線型的標準差σ與FWHM的關系為：FWHM=2*σ*sqrt(2*ln(2))。因此，σ=FWHM/(2*sqrt(2*ln(2)))。3.σ=0.015×10?1?m/(2*sqrt(2*ln(2)))≈0.00506?。4.多普勒頻移公式為：v=c*Δλ/λ?。其中，Δλ≈σ（對于小多普勒頻移）。5.v≈c*σ/λ?=(3×10?m/s)*(0.00506×10?1?m)/(4861.33×10?1?m)。6.v≈314.8/4861.33m/s≈0.0648km/s。答案：v≈0.0648km/s五、論述題解析思路：1.引言：闡述恒星并非理想的單色點光源，其大氣層會產生吸收或發(fā)射光譜，且這些光譜特性會隨時間變化。恒星光譜線的精細結構和強度變化蘊含了恒星自身物理狀態(tài)（內部結構、成分、運動）和外部環(huán)境（如行星作用）的信息。研究這些變化對于理解行星系統(tǒng)的環(huán)境和行星本身至關重要。2.恒星活動與行星環(huán)境：*恒星自轉與活動性：恒星自轉驅動對流和磁場活動，產生耀斑、日珥、星周等離子流。這些活動會改變恒星的光譜線形態(tài)（如增寬、強度變化、偏振）、發(fā)射線（如Hα,CaIIH&K）的強度和活動周期。強烈的活動（如耀斑）可能對鄰近行星大氣造成剝離或加熱，影響行星宜居性。通過光譜線變化研究恒星活動，可以評估行星所處的宜居環(huán)境穩(wěn)定性。*物質損失：活動恒星（如紅巨星）和某些年輕恒星會損失大量物質形成星風或星周盤。這些物質流可以與行星相互作用，改變行星軌道、大氣成分甚至直接撞擊行星表面。通過光譜線（特別是金屬線或分子線）的強度、豐度或速度場變化，可以探測和研究恒星物質損失的過程及其對行星系統(tǒng)的潛在影響。3.行星探測與characterize：*凌日法：行星凌日時，行星大氣會吸收穿過其盤面的恒星光譜。通過精確測量凌日期間光譜線的深度、寬度和形狀變化，可以反推行星大氣的存在、大氣成分（識別吸收線）、大氣密度、溫度結構（通過線形變）和云層/氣溶膠特性。這是凌日光譜學（TransitSpectroscopy）的核心。*相位變化法：行星圍繞恒星運行時，其相位（相對于觀測者的角度）變化會導致從行星反射的恒星光經過行星大氣層路徑長度的變化，從而引起光譜線的周期性強度變化（相位曲線）。分析這些相位曲線的變化可以探測行星大氣，并研究其結構和動態(tài)。*直接成像法（間接光譜）：對于距離較近的系外行星，可以在行星和恒星之間分辨出它們時，觀測行星反射的恒星光。由于行星大氣對恒星光的散射和吸收，行星的直接成像光譜會顯示出與大氣成分相關的吸收特征（間接光譜學，DirectImaging