2025年大學(xué)《天文學(xué)》專業(yè)題庫——天文學(xué)中的觀測方法與實(shí)踐技巧考試時(shí)間：______分鐘總分：______分姓名：______一、選擇題（請將正確選項(xiàng)的字母填在括號(hào)內(nèi)）1.以下哪種電磁波波段主要穿透地球大氣層，使得空間望遠(yuǎn)鏡能夠在該波段進(jìn)行觀測？()A.可見光B.紅外線C.X射線D.伽馬射線2.對于天文觀測而言，望遠(yuǎn)鏡的分辨率主要受到以下哪個(gè)因素的制約？()A.望遠(yuǎn)鏡的直徑B.觀測目標(biāo)的亮度C.大氣視寧度D.天體的距離3.CCD探測器相比于PMT探測器，其主要優(yōu)勢在于？()A.對紫外波段更敏感B.動(dòng)態(tài)范圍更寬C.成本更低廉D.能探測到更快的瞬時(shí)變化4.在進(jìn)行天文圖像的光度測量時(shí)，選擇“標(biāo)準(zhǔn)星”的主要目的是為了？()A.校正望遠(yuǎn)鏡的色差B.測量天體的視運(yùn)動(dòng)C.消除圖像中的暗電流噪聲D.消除大氣散射的影響，獲得天體的真實(shí)亮度5.自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)主要用于克服天文觀測中的哪種主要大氣影響？()A.大氣折射B.光譜線扭曲C.大氣抖動(dòng)（視寧度）D.大氣吸收6.射電望遠(yuǎn)鏡通常采用拋物面反射鏡，其主要作用是？()A.將來自天體的平行射電波會(huì)聚到焦點(diǎn)B.將來自天體的射電波發(fā)散開C.濾除特定頻率的射電干擾D.增加望遠(yuǎn)鏡的視場7.在天文觀測數(shù)據(jù)處理的流程中，通常最先使用的是哪一種校準(zhǔn)圖像？()A.暗場圖像B.平場圖像C.暗天底（Bias）圖像D.標(biāo)準(zhǔn)星圖像8.使用望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀測時(shí)，導(dǎo)星系統(tǒng)的主要功能是？()A.測量天體的光譜B.確定觀測目標(biāo)的精確位置C.實(shí)時(shí)補(bǔ)償望遠(yuǎn)鏡的指向漂移，保持目標(biāo)在視場中心D.控制望遠(yuǎn)鏡的自動(dòng)跟蹤速度9.傅里葉變換光譜儀與光柵光譜儀相比，其主要優(yōu)點(diǎn)可能在于？()A.光譜分辨率更高B.結(jié)構(gòu)更簡單，成本更低C.更適合觀測快速變化的天體D.可以同時(shí)獲得整個(gè)光譜范圍的信息10.當(dāng)大氣透明度較差時(shí)，為了獲得足夠信噪比的天文圖像，通常需要采取的措施是？()A.使用更長的曝光時(shí)間B.使用口徑更大的望遠(yuǎn)鏡C.將望遠(yuǎn)鏡移動(dòng)到高海拔、干燥的地區(qū)D.以上所有措施二、填空題1.天文觀測中，不同波段的望遠(yuǎn)鏡對應(yīng)不同的______窗口，選擇合適的波段對于觀測特定性質(zhì)的天體至關(guān)重要。2.望遠(yuǎn)鏡的分辨率極限由衍射理論決定，對于理想的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，其分辨角θ（弧秒）與望遠(yuǎn)鏡口徑D（米）成______比，與觀測波長λ（米）成______比。3.在使用CCD探測器進(jìn)行成像時(shí)，為了消除或減弱由于探測器本身熱效應(yīng)產(chǎn)生的噪聲，通常會(huì)先進(jìn)行______校準(zhǔn)。4.光譜儀中的色散元件（如光柵或棱鏡）的作用是將入射的復(fù)色光按波長______，從而得到光譜。5.天文觀測中的測光是指精確測量天體的______，而測徑則是指精確測量天體的______。6.對于空間望遠(yuǎn)鏡而言，其主要優(yōu)勢在于可以避免地球大氣的______和______的影響。7.射電望遠(yuǎn)鏡的天線通常工作在______（頻率/波長）范圍，其接收信號(hào)通常非常微弱，需要使用______來放大。8.在進(jìn)行多張圖像的圖像拼接時(shí)，需要先進(jìn)行圖像的______，然后進(jìn)行圖像間的幾何配準(zhǔn)。9.大氣抖動(dòng)會(huì)使天文圖像模糊，自適應(yīng)光學(xué)通過實(shí)時(shí)測量和補(bǔ)償大氣擾動(dòng)，可以顯著提高望遠(yuǎn)鏡的______。10.設(shè)計(jì)一個(gè)天文觀測計(jì)劃時(shí)，除了觀測目標(biāo)本身，還需要考慮的因素包括______、______和觀測窗口等。三、簡答題1.簡述望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)成像原理。區(qū)分開式（折射式）望遠(yuǎn)鏡和反射式望遠(yuǎn)鏡的基本結(jié)構(gòu)和工作方式有何不同？2.解釋什么是大氣視寧度（Seeing），它對天文觀測，特別是高分辨率觀測，會(huì)產(chǎn)生什么影響？有哪些技術(shù)可以用來部分補(bǔ)償大氣視寧度的影響？3.簡述CCD探測器的基本工作原理。它相比于傳統(tǒng)的PMT探測器有哪些主要優(yōu)點(diǎn)和缺點(diǎn)？4.在進(jìn)行天文圖像處理時(shí)，什么是平場校正？為什么要進(jìn)行平場校正？簡述其基本思想。5.描述射電望遠(yuǎn)鏡與光學(xué)望遠(yuǎn)鏡在基本工作原理、主要部件、觀測波段和數(shù)據(jù)處理等方面的一些主要區(qū)別。四、計(jì)算題1.一個(gè)望遠(yuǎn)鏡的口徑為2米，用它觀測波長為500納米的可見光天體。根據(jù)瑞利判據(jù)，計(jì)算該望遠(yuǎn)鏡的理論分辨率極限（角分辨率θ，單位：弧秒）。(提示：可以使用θ≈1.22*λ/D，其中λ單位需統(tǒng)一為米，D單位為米，結(jié)果單位為弧秒)2.某天文觀測項(xiàng)目需要探測到信號(hào)強(qiáng)度為1×10^-18W/m2的天體，假設(shè)觀測系統(tǒng)（包括望遠(yuǎn)鏡、探測器等）的總噪聲等效功率（NEP）為5×10^-19W/m2，探測器面積為200cm2。計(jì)算完成此探測所需的最低曝光時(shí)間（單位：秒）。(假設(shè)信噪比要求大于等于5)五、論述題1.論述選擇和使用濾光片在天文觀測中的重要性。請分別說明在觀測太陽光球?qū)雍陀^測梅西耶44星云（發(fā)射星云）時(shí)，應(yīng)選擇哪些類型的濾光片，并解釋原因。2.結(jié)合你所學(xué)的知識(shí)，論述現(xiàn)代天文觀測技術(shù)（如空間望遠(yuǎn)鏡、大型地面陣列、干涉測量等）的發(fā)展對天文學(xué)研究帶來的革命性變化。請至少列舉三個(gè)方面的具體影響。試卷答案一、選擇題1.B2.D3.B4.D5.C6.A7.C8.C9.D10.D二、填空題1.波段2.反比，反比3.暗場4.分散5.星等，角直徑6.吸收，散射7.頻率，超導(dǎo)接收機(jī)8.對齊/配準(zhǔn)9.分辨率10.天氣狀況，觀測資源三、簡答題1.解析思路：首先回答望遠(yuǎn)鏡利用光學(xué)原理（反射或折射）匯聚光線形成天體像的基本原理。然后分別闡述開式望遠(yuǎn)鏡（折射式）使用透鏡聚焦光線，結(jié)構(gòu)包含物鏡和目鏡（或用于成像的相機(jī)）；反射式望遠(yuǎn)鏡使用主鏡（通常是拋物面）反射并聚焦光線，可能包含次鏡，結(jié)構(gòu)相對簡單，沒有色差問題。明確兩者的核心區(qū)別在于光線的匯聚方式（折射vs反射）及主要結(jié)構(gòu)部件。2.解析思路：首先解釋大氣視寧度是指大氣湍流擾動(dòng)導(dǎo)致地面觀測到的天體像抖動(dòng)和模糊的程度，用角分辨率（大氣極限分辨率）來量度。然后說明其對觀測的影響：降低了圖像的清晰度，特別是在高分辨率成像（如視寧度極限觀測、干涉測量）或長時(shí)間曝光時(shí)，會(huì)顯著降低圖像質(zhì)量和細(xì)節(jié)分辨能力。最后列舉補(bǔ)償技術(shù)，如自適應(yīng)光學(xué)（通過快速測量大氣擾動(dòng)并補(bǔ)償）、空間望遠(yuǎn)鏡（規(guī)避大氣）、激光冷卻制冷（改善大氣層結(jié)）等。3.解析思路：首要回答CCD的工作原理是基于半導(dǎo)體PN結(jié)的光電效應(yīng)，即光子照射到CCD感光單元時(shí)，激發(fā)產(chǎn)生電子-空穴對，這些電荷被收集并轉(zhuǎn)移，最后通過模數(shù)轉(zhuǎn)換器（ADC）讀出并形成數(shù)字圖像。然后比較優(yōu)缺點(diǎn)：優(yōu)點(diǎn)可包括高靈敏度、高量子效率、動(dòng)態(tài)范圍寬、可進(jìn)行二維成像、易于數(shù)字化處理和存儲(chǔ)等；缺點(diǎn)可包括對某些波段不敏感、相對較重、功耗較高、需要冷卻以降低熱噪聲等（與PMT相比）。4.解析思路：首先解釋平場校正的目的是消除或減弱成像平面上各點(diǎn)的照度不均勻性（即暗vignetting）所導(dǎo)致的圖像亮度差異，使得圖像的背景和目標(biāo)都處于更均勻的照明下。然后說明原因：由于光學(xué)系統(tǒng)或探測器本身的原因，光能分布不均會(huì)導(dǎo)致同一張圖像上不同區(qū)域的光子計(jì)數(shù)差異，影響測光精度。最后簡述其基本思想：使用均勻照度的光源（如白燈或暗天底圖像）作為“平場圖”，將此圖像與目標(biāo)圖像進(jìn)行配準(zhǔn)后相除或相減，從而校正目標(biāo)圖像的照度不均。5.解析思路：從基本原理上區(qū)分：射電望遠(yuǎn)鏡接收天體發(fā)出的無線電波（電磁波），通常用拋物面天線聚焦；光學(xué)望遠(yuǎn)鏡接收可見光，通常用透鏡或反射鏡聚焦。主要部件：射電望遠(yuǎn)鏡核心是天線和接收機(jī)；光學(xué)望遠(yuǎn)鏡核心是光學(xué)系統(tǒng)和探測器（如CCD）。觀測波段：射電在MHz到GHz范圍，光學(xué)在納米范圍。數(shù)據(jù)處理：射電數(shù)據(jù)需要譜線擬合、干涉數(shù)據(jù)處理等；光學(xué)數(shù)據(jù)主要是圖像處理、測光、測徑等。強(qiáng)調(diào)這些根本性的區(qū)別決定了它們觀測天體的種類和數(shù)據(jù)分析方法的不同。四、計(jì)算題1.解析思路：使用瑞利判據(jù)公式θ≈1.22*λ/D。首先統(tǒng)一單位：λ=500nm=500×10??m，D=2m。然后代入公式計(jì)算：θ≈1.22*(500×10??m)/2m=1.22*250×10??rad=305×10??rad。最后將弧度轉(zhuǎn)換為弧秒：θ(arcsec)=θ(rad)*(180/π)*(3600/π)≈(305×10??)*(3600/π2)≈0.36arcsec。結(jié)果保留適當(dāng)有效數(shù)字，如0.36arcsec。2.解析思路：根據(jù)信噪比公式SNR=Signal/Noise_EEP。已知SNR>5，Signal=1×10?1?W/m2，Noise_EEP=5×10?1?W/m2。代入可得5<(1×10?1?)/(5×10?1?)。所需的最小信噪比對應(yīng)的最小信號(hào)功率等于最小噪聲等效功率。計(jì)算所需的最小探測到的總光功率信號(hào)S=Noise_EEP*SNR_min=5×10?1?W/m2*5=25×10?1?W/m2。總探測到的光功率P=S=25×10?1?W。所需曝光時(shí)間t=P/(Area*Incident_flux)。由于P=Noise_EEP*SNR=(Area*Incident_flux)*SNR，所以t=(Noise_EEP*SNR)/Incident_flux=(Area*Noise_EEP*SNR)/Signal。代入數(shù)值：t=(200×10??m2*5×10?1?W/m2*5)/(1×10?1?W/m2)=(0.2m2*25×10?1?W/m2)/(1×10?1?W/m2)=5×10?2s=0.05s。五、論述題1.解析思路：*重要性：闡述濾光片是選擇性透過特定波段、阻擋其他波段的光學(xué)器件，是天文觀測中實(shí)現(xiàn)波段選擇、增強(qiáng)目標(biāo)信號(hào)、抑制背景噪聲、保護(hù)儀器和觀測者安全的關(guān)鍵手段。*太陽光球?qū)佑^測：選擇濾光片需考慮太陽光譜特性和觀測目標(biāo)（如黑子、譜斑、日冕層）特性。觀測光球?qū)颖砻婕?xì)節(jié)（如黑子）常用濾光器（如Hα、CaIIK線濾光器），它們允許特定發(fā)射線通過，同時(shí)阻擋太陽連續(xù)譜，大大增強(qiáng)目標(biāo)對比度，并保護(hù)探測器。解釋選擇依據(jù)是目標(biāo)發(fā)射/吸收特征與濾光片通帶匹配。*梅西耶44星云觀測：觀測發(fā)射星云（如M44NGC224）主要探測其由激發(fā)的發(fā)射線（如Hα、[OIII]）產(chǎn)生的可見光。需要使用通過這些發(fā)射線波長的濾光片（如Hα濾光片），同時(shí)阻擋星光、月光和天空背景光，以突出星云的紅色輝光，并獲得準(zhǔn)確的測光數(shù)據(jù)。解釋選擇依據(jù)是目標(biāo)輻射特征與濾光片通帶匹配，以及抑制強(qiáng)背景光。2.解析思路：從宏觀和微觀層面論述技術(shù)發(fā)展的影響。*革命性變化體現(xiàn)：*觀測范圍和深度極大拓展：空間望遠(yuǎn)鏡（如哈勃、韋伯）擺脫大氣限制，可觀測紫外、中紅外等窗口，獲得極高分辨率圖像，探測極遙遠(yuǎn)和早期宇宙。大型地面望遠(yuǎn)鏡（如VLT、ELT、TMT）通過自適應(yīng)光學(xué)等技術(shù)克服大氣限制，實(shí)現(xiàn)接近衍射極限的分辨率和深度。射電望遠(yuǎn)鏡陣列（如LOFAR、SKA）實(shí)現(xiàn)甚長基線干涉測量，提供超高空間分辨率。覆蓋全電磁波譜的觀測成為可能。*加速科學(xué)發(fā)現(xiàn)：