2025年大學《行星科學》專業(yè)題庫——太陽系外行星探測與研究考試時間：______分鐘總分：______分姓名：______一、選擇題1.以下哪種方法主要適用于探測氣態(tài)巨行星，因為它可以直接成像行星本身？A.凌日法B.視向速度法C.微引力透鏡法D.直接成像法2.當一個行星transiting（凌日）一顆恒星時，我們主要觀察到該恒星的光度發(fā)生：A.周期性偏振變化B.短暫、輕微的亮度下降C.長期、大幅度的亮度下降D.光譜特征的瞬時改變3.視向速度法探測系外行星的主要原理是：A.測量行星發(fā)出的射電信號B.觀察行星的視寧度變化C.檢測行星引力對其母恒星造成的周期性擾動D.分析行星與母恒星之間的引力透鏡效應(yīng)4.“宜居帶”（HabitableZone）通常是指圍繞恒星的哪個區(qū)域？A.行星自轉(zhuǎn)速度變化顯著的區(qū)域B.恒星磁場活動劇烈的區(qū)域C.可能存在液態(tài)水表面的區(qū)域（在特定大氣條件下）D.行星軌道離心率變化最大的區(qū)域5.開普勒太空望遠鏡的主要任務(wù)是通過測光數(shù)據(jù)分析尋找系外行星，它主要依賴哪種探測方法？A.微引力透鏡法B.高精度光譜多普勒效應(yīng)C.直接成像D.凌日法6.TESS（TransitingExoplanetSurveySatellite）任務(wù)的主要觀測策略是：A.對有限區(qū)域進行高時間分辨率巡天觀測B.對整個天空進行高空間分辨率觀測C.對特定已知恒星進行長期高精度光譜監(jiān)測D.利用引力透鏡效應(yīng)尋找暗物質(zhì)行星7.通過分析凌日法測得的光變曲線形狀（例如，是否對稱、是否有次級凌日），可以推斷：A.行星的大氣成分B.行星的軌道偏心率C.行星的密度D.行星的表面溫度8.與巖質(zhì)行星相比，氣態(tài)巨行星（如木星）的密度通常更低，這主要是因為：A.它們離母恒星更遠，接收到的熱量更少B.它們的組成物質(zhì)主要是氫和氦，平均密度低C.它們的自轉(zhuǎn)速度更快，導致離心力更大D.它們的內(nèi)部壓力不足以使物質(zhì)壓縮9.詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST）在系外行星研究中的主要優(yōu)勢在于：A.能夠直接成像所有類型的系外行星B.具有極高的視向速度測量精度C.能夠?qū)ο低庑行谴髿膺M行高分辨率光譜分析D.能夠探測到所有位于宜居帶的系外行星10.在目前探測到的系外行星中，大部分是通過哪種方法發(fā)現(xiàn)的？A.直接成像B.微引力透鏡C.凌日法D.視向速度法二、填空題1.利用______法探測系外行星時，需要高分辨率光譜儀來測量恒星的______速度，從而發(fā)現(xiàn)恒星因受行星引力作用而產(chǎn)生的周期性“晃動”。2.凌日法主要適用于探測______（填“亮”或“暗”）恒星周圍的系外行星，因為這種方法依賴于觀測行星經(jīng)過恒星前方時引起的______變化。3.行星的質(zhì)量和半徑?jīng)Q定了其______，而行星的半徑和軌道半徑則與其母恒星的______密切相關(guān)。4.對于位于類太陽恒星宜居帶的類地行星，其表面存在______液態(tài)水的可能條件之一是擁有合適的______和適宜的大氣。5.“微引力透鏡”現(xiàn)象是指一個______（天體）位于觀測者與一個更遙遠、更亮的天體之間時，其引力如同透鏡一樣放大背景天體的______。三、簡答題1.簡述凌日法測光數(shù)據(jù)可以提供哪些關(guān)于系外行星的基本信息。2.解釋什么是視向速度法，并簡述其面臨的主要挑戰(zhàn)之一。3.簡述系外行星宜居性判斷的主要依據(jù)是什么，并說明其中存在的主要不確定性。4.簡述詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST）相比哈勃空間望遠鏡，在系外行星大氣探測方面的主要優(yōu)勢。四、計算題1.假設(shè)一顆系外行星每隔3.5地球年繞其母恒星公轉(zhuǎn)一周。如果該行星的半徑是地球半徑的1.2倍，且其軌道是圓形的。試估算該行星的質(zhì)量（用地球質(zhì)量M<0xE2><0x82><0x90>表示）和軌道半徑（用地球軌道半徑a<0xE2><0x82><0x90>表示）。已知引力常數(shù)G，該母恒星的質(zhì)量M*可以假設(shè)為1個太陽質(zhì)量。（提示：可利用開普勒第三定律，并考慮行星軌道半徑與其公轉(zhuǎn)周期的關(guān)系）。2.觀測到一顆恒星的光變曲線呈完美的正弦形狀，亮度下降0.1%，周期為10天。該恒星的光度約為太陽的1/10。試估算該系外行星的半徑（用地球半徑R<0xE2><0x82><0x90>表示），并判斷它更可能是巖質(zhì)行星還是氣態(tài)巨行星？簡要說明理由。（提示：可利用凌日法光度變化與行星半徑的關(guān)系公式ΔF=(R<0xE2><0x82><0x90>/R*)3）。五、論述題結(jié)合當前主流的系外行星探測方法，討論每種方法的主要優(yōu)缺點，并指出它們各自最適合探測哪種類型的系外行星。試卷答案一、選擇題1.D2.B3.C4.C5.D6.A7.B8.B9.C10.D二、填空題1.視向速度，多普勒2.亮，光度3.密度，半徑4.存在，大氣5.行星，亮度三、簡答題1.答案：凌日法測光數(shù)據(jù)可以提供以下關(guān)于系外行星的基本信息：①行星的軌道周期（T）。②行星相對于恒星的半徑（Rp/R*），其中Rp是行星半徑，R*是恒星半徑。③行星軌道的偏心率（e），如果光變曲線形狀接近完美正弦波，則e≈0（圓軌道）。④行星的傾角（i），如果i=90°，則行星軌道面與視線垂直，觀測到的是正凌日；如果i<90°，則為斜凌日，光變曲線形狀會不對稱。⑤粗略估計行星的質(zhì)量（如果結(jié)合視向速度數(shù)據(jù)）。⑥行星系統(tǒng)的光度（如果知道恒星亮度）。解析思路：凌日法通過測量行星遮擋恒星產(chǎn)生的亮度變化來工作。光變曲線的周期直接對應(yīng)行星的軌道周期。光變曲線的峰值深度（或半深度）與行星和恒星的半徑比的三次方成正比，從而可以推算出行星的相對半徑。光變曲線的形狀（對稱性）可以提供關(guān)于軌道偏心率的信息。如果軌道面與視線垂直，則觀測到的是理想的正弦波；如果傾斜，則曲線在上升和下降階段不對稱。結(jié)合視向速度數(shù)據(jù)可以進一步確定行星的質(zhì)量?？偟墓舛茸兓卜从沉诵行窍到y(tǒng)的一些基本性質(zhì)。2.答案：視向速度法通過高精度光譜儀測量恒星在視線方向上的速度周期性變化來探測行星。其主要挑戰(zhàn)之一是信號微弱，行星引起的恒星視向速度變化量通常只有每秒幾米甚至更低，需要極高精度的光譜儀才能探測到。其次是數(shù)據(jù)處理復雜，需要從恒星光譜中精確分離出微弱的行星信號，并消除各種噪聲和系統(tǒng)誤差（如儀器誤差、恒星活動等）。此外，該方法主要能獲得行星的質(zhì)量和軌道半長軸信息，但難以直接確定行星的大小、軌道傾角和大氣成分。對于低質(zhì)量行星或長周期行星，信號更弱，探測難度更大。解析思路：視向速度法的原理是行星圍繞恒星公轉(zhuǎn)時，由于引力作用，會導致恒星也圍繞系統(tǒng)的質(zhì)心進行微小的軌道運動，從而引起恒星光譜線的周期性多普勒頻移。這個頻移量與行星質(zhì)量、軌道半徑和軌道周期有關(guān)。挑戰(zhàn)主要來源于兩個方面：一是物理信號的強度本身就很弱（尤其是對于靠近母恒星的行星），二是測量和數(shù)據(jù)處理需要達到極高的精度，以區(qū)分真實的行星信號和來自母恒星的脈動、活動噪聲等干擾。3.答案：系外行星宜居性判斷的主要依據(jù)是行星是否位于其母恒星的“宜居帶”內(nèi)，并且擁有適宜的溫度和大氣以維持液態(tài)水的存在。宜居帶是指行星表面溫度適宜液態(tài)水存在的區(qū)域。主要依據(jù)是行星接收到來自恒星的有效輻射量，這與行星與恒星的距離以及恒星本身的光譜類型和光度有關(guān)。除了軌道位置，行星自身的大氣層也至關(guān)重要，它可以通過溫室效應(yīng)調(diào)節(jié)表面溫度，并維持住液態(tài)水。此外，行星的自轉(zhuǎn)（決定晝夜溫差）、地質(zhì)活動（板塊運動、火山活動，影響大氣成分和行星宜居環(huán)境的長期維持）以及磁場（保護行星大氣免受恒星風剝離）等因素也影響其宜居性。不確定性主要在于：①宜居帶的定義本身可能隨恒星類型和行星類型而變化，且可能很窄。②我們目前對系外行星大氣的了解有限，無法確定其大氣成分和溫室效應(yīng)能力。③宜居性不僅是存在液態(tài)水，還可能涉及生命存在的其他復雜條件。解析思路：宜居性研究的核心是液態(tài)水存在的可能性，因為目前已知生命（至少是地球生命形式）需要液態(tài)水。液態(tài)水存在的條件受溫度主導。溫度又主要取決于行星與恒星的距離（即軌道半徑）以及恒星的能量輸出（光度）。這個距離范圍被稱為宜居帶。但僅僅位于宜居帶內(nèi)并不足夠，行星需要擁有能夠包裹住自身熱量、抵御外部輻射（如紫外線）并維持住液態(tài)水層的大氣層。大氣還可能改變宜居帶的范圍。此外，行星的內(nèi)部能量、自轉(zhuǎn)和磁場等也是維持長期宜居環(huán)境的重要因素。最大的不確定性在于我們對其他行星大氣和潛在生命形式了解甚少。4.答案：詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST）相比哈勃空間望遠鏡，在系外行星大氣探測方面的主要優(yōu)勢在于：①波段覆蓋范圍廣，JWST主要工作在紅外波段，而紅外光更容易穿透系外行星厚厚的大氣層，能夠探測到被行星大氣吸收或發(fā)射的紅外光譜特征，這對于分析大氣成分至關(guān)重要。②分辨率更高，JWST擁有更大的主鏡和更先進的儀器，其空間分辨率和時間分辨率都更高，能夠更清晰地分辨行星大氣信號和背景恒星光。③靈敏度更高，JWST在紅外波段具有更高的靈敏度，能夠探測到更暗弱的行星大氣信號，特別是對于距離較近或較小的系外行星。④能夠探測更遙遠、更低溫的恒星周圍的行星大氣，這些行星大氣通常更厚，用哈勃在可見光波段難以有效探測。解析思路：JWST的核心優(yōu)勢在于其工作在紅外波段。系外行星的大氣成分（如水蒸氣、二氧化碳、甲烷等）在紅外區(qū)域有強烈的吸收特征光譜線。紅外光子能量較低，更容易被大氣中的分子吸收，因此通過分析紅外光譜的吸收或發(fā)射線，可以更有效地識別大氣成分。同時，紅外波段下背景恒星的亮度通常比可見光波段低，且行星信號可以通過凌日或反射恒星光的方式在紅外波段被探測，這使得JWST能夠更好地分離行星信號和恒星信號。此外，JWST強大的觀測能力和高分辨率儀器也為其大氣探測提供了技術(shù)保障。四、計算題1.答案：設(shè)行星質(zhì)量為mp，軌道半徑為Rp，周期為T，恒星質(zhì)量為M*，引力常數(shù)為G。根據(jù)開普勒第三定律（適用于此圓軌道問題）：(G*M**Rp2)/Rp3=G*M*/Rp2=4π2/T2=>Rp3=(G*M**T2)/4π2①行星質(zhì)量由牛頓萬有引力定律和向心力公式：G*M**mp/Rp2=mp*(2πRp/T)2/Rp=>mp*Rp=(G*M**T2)/(4π2)②由①式得Rp=[(G*M**T2)/4π2]^(1/3)代入②式：mp=(G*M**T2)/[4π2*[(G*M**T2)/4π2]^(1/3)]=(G*M**T2)/(4π2)*[(4π2)^(1/3)/(G*M**T2)^(1/3)]=(G*M**T2)*(4π2)^(1/3)/[(G*M*)^(1/3)*(T2)^(1/3)*(4π2)^(1/3)]=(G*M**T2)^(2/3)*(4π2)^(1/3)/(G*M*)^(1/3)=(G^(2/3)*M*^(2/3)*T^(4/3))*(4π2)^(1/3)/(G^(1/3)*M*^(1/3))=(G^(1/3)*M*^(2/3-1/3)*T^(4/3))*(4π2)^(1/3)=(G^(1/3)*M*^(1/3)*T^(4/3))*(4π2)^(1/3)=[G*M**(T2)^(2/3)]^(1/3)=>mp=[M**(T/M)^(2/3)]^(1/3)（其中T/M是周期與恒星質(zhì)量的乘積，這里用T表示周期，假設(shè)M*已知）但根據(jù)題目提示用地球質(zhì)量M<0xE2><0x82><0x90>表示，更直接的寫法是：mp=M**(T/M*)^(2/3)（如果開普勒常數(shù)或單位統(tǒng)一，此形式更簡潔，但未明確給出M*）如果嚴格按提示用M<0xE2><0x82><0x90>，且假設(shè)題目意在考察開普勒第三定律應(yīng)用形式，則結(jié)果形式類似。Rp=[G*M**T2/4π2]^(1/3)（用M*）密度ρ=mp/(4/3*π*Rp3)=M**(T/M*)^(2/3)/[(4/3*π*[G*M**T2/4π2])^(1/3)]=M**(T/M*)^(2/3)/[(G*M*/(4π2))^(1/3)*(4/3*π)^(1/3)]=(M*/(4π2)^(1/3)*(4/3*π)^(1/3))*(T/M*)^(2/3)=[(M*/π)/(4π/3)^(1/3)]*(T/M*)^(2/3)但題目未給M*，直接用M*表示更符合提示。=>mp≈M**(T/365.25/1)^(2/3)（假設(shè)T=3.5地球年）=M**(3.5)^(2/3)≈M**1.54（取3.5的2/3次方約等于1.54）Rp≈[G*M**(3.5*365.25*24*3600)2/4π2]^(1/3)（T用秒）=[G*M**(3.075*10?)2/4π2]^(1/3)=[G*M**9.45*101?/4π2]^(1/3)=[(G*M*/4π2)*9.45*101?]^(1/3)=[常數(shù)K*9.45*101?]^(1/3)（K=G*M*/4π2）=(K*9.45)^(1/3)*10^(14/3)=(K*9.45)^(1/3)*10^4.633=(K*9.45)^(1/3)*3.98*103（10^4.633約等于3.98*103）=[常數(shù)K*9.45]^(1/3)*103（結(jié)果用M*,G,K表示）2.答案：設(shè)行星半徑為Rp，恒星半徑為R*，行星軌道半徑為Ro，恒星光度為L*。根據(jù)題意，ΔF=0.1%=0.001，周期T=10天=10*24*3600秒。凌日法公式ΔF≈(Rp/R*)3=>Rp/R*≈ΔF^(1/3)=0.001^(1/3)≈0.1=>Rp≈0.1*R*（用地球半徑R<0xE2><0x82><0x90>表示，假設(shè)R*=1R<0xE2><0x82><0x90>）行星半徑Rp≈0.1*R<0xE2><0x82><0x90>=0.1*R<0xE2><0x82><0x90>恒星光度L*=0.1*L<0xE2><0x82><0x90>（假設(shè)L*是太陽光度）行星軌道半徑Ro可以用行星半徑、恒星半徑和軌道周期估算。對于軌道半徑Ro，行星公轉(zhuǎn)速度v≈2πRo/T。向心力F_centrifugal=mv2/Ro。引力F_gravity=G*M_p*M_*/(Ro+R*)2≈G*M_p*M_*/Ro2（假設(shè)Ro>>R*）。平衡時F_centrifugal≈F_gravity。mv2/Ro≈G*M_p*M_*/Ro2=>v2≈G*M_*/Ro。將v≈2πRo/T代入：(2πRo/T)2≈G*M_*/Ro=>4π2Ro2/T2≈G*M_*/Ro=>Ro3≈(G*M_*/4π2)*T2Ro≈[(G*M_*/4π2)*T2]^(1/3)≈[常數(shù)K*T2]^(1/3)（K=G*M_*/4π2）≈K^(1/3)*T^(2/3)將T=10*24*3600s代入，得到Ro的表達式。由于未給具體數(shù)值，保留此形式。判斷類型：Rp≈0.1*R<0xE2><0x82><0x90>。地球半徑約為0.003R<0xE2><0x82><0x90>，木星半徑約為10.97R<0xE2><0x82><0x90>。該行星半徑介于地球和木星之間，但更接近木星。因此，它更可能是氣態(tài)巨行星。理由是行星半徑相對較大（約為地球半徑的十分之一），這通常與氣態(tài)