地科习题及课后答案(3)

⑤影像处理，如摄影处理等。影像灰度失真与影像空间频率有关。空间频率愈高，即目标愈小时，辐射误差愈大。

辐射校正实际上是影像恢复（或称复原）的一个内容。 11、什么叫几何校正，其主要来源有哪些？

几何校正： 图像中的像元在图像坐标系中的坐标与其在地图坐标系等参考系统中的坐标之间的差异，消除这种差异的过程称 为几何校正。

几何变形可分为：静态变形和动态变形两大类。

静态变形：图像形成过程中传感器相对于地球表面呈静止状态时所具有的各种变形误差 动态变形：图像形成过程中传感器的运动造成的图像变形。 12、简述遥感影像目视判读的具体方法与步骤。

遥感影像目视解译/判读：

是解译者通过直接观察或借助一些简单工具(如放大镜等)识别所需地物信息的过程(颜色、形状、纹理、位置、大 小、阴影等)。

方法与步骤： 1) 了解影像的辅助信息: 平台、遥感器、成像日期 2) 分析已知专业资料 : 地面实况 3) 建立解译标志: 影像特征

4) 预解译: 根据解译标志对影像进行解译,形成预解译图(直接判读法、对比分析法、信息覆盖法、综合推理法、 地理相关法等)

5) 地面实况调查: 野外实地调查与检证

6) 详细解译: 修正预解译图中的错误，形成正式的解译原图 7) 类型转绘与制图: 解译原图上的类型界线转绘到地理底图 13、比较监督分类与非监督分类的优缺点。

监督分类的优点： ① 可根据应用目的和区域，有选择地决定分类类别，避免出现一些不必要的类别； ② 可控制训练样本的选择；

③ 可通过检查来决定训练样本是否被精确分类，从而避免分类中的严重错误； ④ 避免了非监督分类中对光滑集群组的重新归类。

监督分类的缺点： ① 由于人为因素，分类系统的确定、训练样本的选择，分析定义的类别也许并不是图像中存在的自然类别，致多

维数据空问中各类别问并非独一无二，而是有重叠，分析者所选择的训练样本也可能并不代表图像中的真实情形；

② 由于图像中同一类的光谱差异，如同一森林类，由于森林密度、年龄、阴影等的差异，其森林类的内部方差大，

造成训练样本没有很好的代表性；

③ 训练样本的选取和评估需要花费较多的人力和时间；

④ 只能识别训练样本中所定义的类别，若某类别由于训练者不知道或者其数量太少未被定义，则监督分类不能被 识别。

非监督分类优点： ① 不需要预先对所要分类的区域有广泛的了解和熟悉，但分析者仍需要一定的知识来解释分类得到的集群组；

② 人为误差的机会减少，所产生的类别比监督分类的更均质； ③ 独特的、覆盖量小的类别均能够被识别，而不会像监督分类那样被分析者的失误所丢失。

非监督分类缺点： ① 所产生的光谱集群组并不一定对应于分析者想要的类别，因此分析者面临着如何将它们和想要的类别相匹配的

问题，实际上几乎很少有一对一的对应关系；

② 分析者较难对产生的类别进行控制，因此其产生的类别也许并不能让分析者满意； ③ 图像中各类别的光谱特征会随时间、地形等变化，不同图像以及不同时段的图像之间的光谱集群组无法保持其

连续性，从而使不同图像之间的对比变得困难。 14、何为图像融合？

图像融合是指将多源遥感图像按照一定的算法，在规定的地理坐标系，生成新的图像的过程。P94——96

15、地面分辨率？光谱分辨率？

地面分辨率： 是衡量遥感图像（或影像）能有差别地区分开两个相邻地物的最小距离的能力。超过分辨率的限度，相邻两物体

在图像（影像）上即表现为一个单一的目标。通常用单位长度内所能分辨出来的黑白相间的线对数（线对/毫米）来表 示分辨率的大小。对于扫描图像，通常以像元的大小来表示其分辨率（即能分辨的最小面积）。分辨率数值在地面上

的实际距离，称为地面分辨率。

光谱分辨率： 是指把光谱特征峰分辩和分离的能力。

地球化学 习题

1. 获得太阳系元素丰度有那些途径?

获得太阳元素丰度资料的主要途径主要有以下几种：

1. 光谱分析。对太阳和其它星体的辐射光谱进行定性和定量分析，但这些资料有两个局限性：一是有些元素产生的波

长小于2900?，这部分谱线在通过地球化学大气圈时被吸收而观察不到；二是这些光谱产生于表面，它只能说明表面

成分，如太阳光谱是太阳气产生的，只能说明太阳气的组成。 2. 直接分析 。如测定地壳岩石、各类陨石和月岩、火星的样品.上个世纪七十年代美国“阿波罗”飞船登月，采集了

月岩、月壤样品，1997 年美国“探路者”号，2004 年美国的“勇敢者”“机遇”号火星探测器测定了火星岩石的成分。

3. 利用宇宙飞行器分析测定星云和星际间物质及研究宇宙射线。

*元素丰度 即元素的相对含量﹐是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。 2. 总结太阳系元素丰度的规律。

① 太阳系元素丰度随原子序数的增加而减少；

② Oddo-Harkins 规律（偶数规则）：原子序数为偶数的元素丰度，大于奇数元素的丰度； ③ 原子量A 为4 倍数的核素丰度值高，如12C、16O、40Ca 等； ④ 氢丰度最高，氦次之，而Li,Be,B 很低；

⑤ 原子量A 为1~100 的区域，丰度指数下降，A>100，丰度曲线平缓，56Fe 丰度有一峰值。 3. 元素是怎样起源的？【P123】

大爆炸理论 这种理论的基本观点是一切元素形成于宇宙创生时的大爆炸过程中。 元素起源的宇宙大爆炸合成学说认为，宇宙之初，全部物质都是以中子形式存在于温度极高和密度也极高的“奇

点”之中（这种“奇点”是如此的奇异，以致无法用现有的理论来描述它。）爆炸时，中子经β衰变转变成质子，进

而，质子与中子或其他质子结合，开始形成较重元素的过程。 这种宇宙大爆炸学说的另一个缺陷在于，发生连续中子俘获反应的中子源来自何处。既然宇宙初始时刻所有的中

子均被消耗于和质子的反应，那么后续的中子俘获反应从何处获得额外的中子。 大爆炸学说由于有上述不足，所以在被提出后不多久就被人们遗忘了。然而其中的正确部分（例如氦的丰度解释

及重元素是由中子俘获反应形成的思想）已为现代理论所采纳。

平衡理论 这一种元素起源的近代学说的准确提法是“核统计平衡模型”。该模型假设，在宇宙之初，物质以高温和高密度

的状态存在，这种状态使核转变迅速发生，并导致一种真正的统计平衡分布。在达到平衡状态时，正反应和逆反应的

速率相等。这种状态与参与反应的原子核的丰度、体系的温度和密度相关。

然而，这一模型无法解释下列事实：在一定的温度和密度下，平衡丰度的图像是在一个相当窄的质量范围内呈现 极明显的峰，这与实验给出的宇宙的元素丰度图像不符。这一模型可以较好地解释轻元素的丰度，但由它预言的重元 素丰度却比实验值低得多。因此，这一模型显然是有缺陷的。尽管这一模型有上述严重不足，但其合理部分已为现代 元素核合成理论所采纳，并认为这种平衡是超新星爆发时处于高温和高密度状态的物质在膨胀和冷却时的情形。

多中子块理论 鉴于上述大爆炸学说和统计平衡模型均无法解释重元素的合成，为此有人提出了多中子块理论。这种理论假定，

宇宙物质最初是由多中子块组成的，现在观测到的元素是由多中子块分裂而形成的。 …… 此处隐藏：3351字，全部文档内容请下载后查看。喜欢就下载吧 ……