系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗系統(tǒng)

何秋會，陳安東,王牧天,張必成,王婉好,陳 亮,彭志欣,劉慧根

（南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院，南京，210023）

隨著信息化技術(shù)的發(fā)展和深入，教育信息化受到國家的高度重視，教育部高等教育司開展了國家級虛擬仿真實驗教學(xué)中心的建設(shè)［1］.在推進(jìn)虛擬仿真實驗教學(xué)中心建設(shè)的同時，也積極開展國家虛擬仿真實驗教學(xué)項目建設(shè)，建設(shè)虛擬仿真實驗教學(xué)課程，完成真實實驗不具備或難以完成的教學(xué)功能［2］.國家級虛擬仿真實驗教學(xué)中心的建設(shè)工作全面展開以來，教育部大力倡導(dǎo)虛擬仿真實驗教學(xué)資源的建設(shè)［3］.

虛擬仿真實驗系統(tǒng)運用信息化技術(shù)，結(jié)合虛擬現(xiàn)實、多媒體、人機交互、數(shù)據(jù)庫、網(wǎng)絡(luò)通信等技術(shù)，構(gòu)建高度仿真的虛擬實驗環(huán)境和實驗對象［4］，打破傳統(tǒng)實驗中時間和地域的限制，降低實驗實踐教學(xué)的成本，提供良好的實驗平臺，提高實驗教學(xué)水平，實現(xiàn)實驗室的真正開放，鍛煉和開發(fā)學(xué)生的主動性和創(chuàng)造性.

1995 年人類發(fā)現(xiàn)了第一顆類太陽恒星周圍的系外行星飛馬座51b［5］.在這之后，系外行星領(lǐng)域蓬勃發(fā)展，基于太陽系行星系統(tǒng)的行星形成和演化理論被不斷革新［6］，系外行星方向成為天文研究的熱點［7-8］.在開普勒空間望遠(yuǎn)鏡（Kepler Space Telescope,KST）、凌星系外行星巡天望遠(yuǎn)鏡（Transiting Exoplanet Survey Satellite，TESS）等凌星觀測望遠(yuǎn)鏡的助力下，現(xiàn)今已有超過5300顆系外行星被認(rèn)證［9］.系外行星大氣探測是未來行星宜居性研究的關(guān)鍵，也是未來行星科學(xué)研究的高地.搜尋行星大氣中的生命特征信號并將其作為行星宜居性的間接證據(jù)，這包括對一系列有機分子的探測.

系外行星大氣探測要求的光譜精度極高，必須借助大型望遠(yuǎn)鏡，國內(nèi)院校的傳統(tǒng)教學(xué)和學(xué)校天文臺的現(xiàn)有條件難以提供相應(yīng)的實際操作平臺.目前探測行星大氣的空間望遠(yuǎn)鏡主要是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡、已退役的斯皮策望遠(yuǎn)鏡以及前不久發(fā)射的詹姆斯韋布望遠(yuǎn)鏡［10］，它們的觀測時間非常寶貴，觀測實驗教學(xué)中很少使用.地面有能力觀測的大型望遠(yuǎn)鏡，比如凱克望遠(yuǎn)鏡（Keck Telescope）等，觀測時間不易獲取.同時，地面觀測受天氣、臺址等因素限制，難以直接在大型望遠(yuǎn)鏡上開展觀測實驗教學(xué)，因此學(xué)生很難有系外行星觀測的實踐經(jīng)歷和經(jīng)驗.為了克服這些難題，本研究以虛擬仿真技術(shù)為載體，突破大望遠(yuǎn)鏡硬件的限制，突破時間和地域的限制，建設(shè)系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗教學(xué)系統(tǒng)，為學(xué)生提供了低成本、無競爭、能容錯、自由度高的行星大氣光譜探測的實驗平臺［11-12］，讓學(xué)生可以全天候、多臺址、自主地進(jìn)行系外行星大氣透射光譜探測的實驗.該系統(tǒng)幫助學(xué)生理解和掌握系外行星大氣光譜的產(chǎn)生機制和探測原理以及根據(jù)目標(biāo)、時間、地點、望遠(yuǎn)鏡等因素設(shè)計行星大氣光譜觀測方案，并進(jìn)行光譜數(shù)據(jù)處理和分析，培養(yǎng)觀測實踐能力［13］.

基于上述原因，同時，受NASA（National Aeronautics and Space Administration）開發(fā)的EYES［14］虛擬實驗平臺的啟發(fā)，我們決定建設(shè)一個虛擬仿真系統(tǒng)，用以模擬系外行星大氣光譜觀測流程.

1 虛擬仿真系統(tǒng)

系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗系統(tǒng)是基于瀏覽器-服務(wù)器（B-S）結(jié)構(gòu)，由Web 客戶端、服務(wù)器、數(shù)據(jù)庫及網(wǎng)絡(luò)模塊組成，可在網(wǎng)絡(luò)上運行的虛擬仿真實驗教學(xué)平臺.

系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗系統(tǒng)模塊如圖1 所示.系統(tǒng)包含了四個模塊：實驗認(rèn)知、實驗實訓(xùn)、實驗分析和實驗延展.

圖1 虛擬仿真系統(tǒng)模塊Fig.1 Virtual simulation system module

實驗認(rèn)知模塊包括實驗相關(guān)知識的總體學(xué)習(xí)，使學(xué)生掌握系外行星大氣光譜探測實驗的知識重點，對實驗相關(guān)的知識進(jìn)行學(xué)習(xí).

實驗實訓(xùn)模塊是該系統(tǒng)的核心部分，包括綜合實驗和探究實驗，由行星大氣光譜、行星透射光譜觀測和光譜分析三個環(huán)節(jié)構(gòu)成.行星大氣光譜包含行星光譜的產(chǎn)生機制和探測原理.行星透射光譜觀測需要設(shè)計觀測方案，仿真模擬真實的目標(biāo)、時間、地點、望遠(yuǎn)鏡、曝光參數(shù)等，最后獲取光譜數(shù)據(jù).光譜分析要求掌握天文觀測中的誤差來源，利用實測數(shù)據(jù)和理論模擬信號，計算特定吸收波段的信噪比，約束行星大氣中可能的化學(xué)組分.

實驗分析模塊通過對參與者的實驗報告進(jìn)行數(shù)據(jù)分析，了解其學(xué)習(xí)情況和整體知識掌握情況，做出成績評定、學(xué)情分析和教學(xué)成果評定.

實驗延展模塊包括知識庫模塊和在線討論模塊.在該模塊可上傳視頻和其他文檔資料，支持系統(tǒng)化課程體系學(xué)習(xí).教師可發(fā)布實驗資源，建設(shè)實驗課程，設(shè)置課程共享信息，查看和發(fā)布課程的學(xué)習(xí)情況.學(xué)生可報名參與課程，觀看該課程的視頻操作和課程的實驗資源，查看個人的學(xué)習(xí)情況，評價課程，參與課程討論和實驗報告互評等.

2 實驗原理

本文介紹的系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗從現(xiàn)實的觀測出發(fā)，為用戶建立了一個模擬真實的操作平臺，用戶在學(xué)習(xí)使用時需要一定的天文基礎(chǔ)知識和數(shù)據(jù)處理能力，本章節(jié)將介紹用戶理解實驗流程中關(guān)鍵的實驗原理.

2.1 行星大氣光譜行星大氣的光譜探測可以分為透射譜、反射譜和熱發(fā)射譜.透射譜指的是當(dāng)行星凌星時，一部分恒星的光會穿過行星的大氣，大氣中的各種粒子在不同的波段上有不同的吸收和散射能力，因而得到的透射光譜中會包含吸收特征的吸收線和散射導(dǎo)致的連續(xù)譜特征.雖然光譜中還會包含碰撞誘導(dǎo)吸收和氫負(fù)離子吸收等信息，考慮到在線計算效率和教學(xué)重點，我們沒有加入其他的效應(yīng)，僅保留主要的分子、原子吸收線和散射特征.反射譜信號源于主星的光被行星反射時反照率的波長與行星相位依賴性，優(yōu)勢觀測波段在光學(xué)波段.熱發(fā)射譜的信號源于行星自身的熱輻射穿透其大氣的輻射轉(zhuǎn)移過程，因為行星溫度顯著低于主星溫度，熱發(fā)射譜的優(yōu)勢觀測波段在紅外波段.

2.1.1 透射譜結(jié)合物理模型來分析觀測得到的行星透射光譜，不僅可以知曉大氣的組成成分，還可以窺探行星的大氣結(jié)構(gòu).采用一維大氣模型，如圖2 所示，由于透射譜反映的是行星晨昏線區(qū)域的大氣性質(zhì)，假設(shè)該區(qū)域大氣中任一點的各項物理性質(zhì)只與該點到輻射剛好不能穿透大氣時的行星不透明面的高度z有關(guān)，凌星時，恒星輻射會穿過行星不同高度的大氣，在高度z處的輻射穿過的大氣的光學(xué)深度τ(z，ν)由該輻射路徑每一點大氣物理性質(zhì)累積決定［15］：

圖2 行星一維大氣模型在透射光譜視角下的示意圖Fig.2 Schematic diagram of one-dimensional planetary atmosphere model in perspective of transmission spectrum

其中，Rp是行星不透明面所限定的行星半徑，h0是大氣上界面高度.吸收截面σi(P(h)，T(h)，ν)和數(shù)密度ni(P(h)，T(h))與積分點高度h處的壓強、溫度以及輻射的頻率有關(guān).那么，可以給出高度z處直接透過行星大氣的光譜I(ν)［16］：

2.1.2 反射譜反射譜測量通?；诶硐肼瓷浼僭O(shè)（Lambert Scattering），通過測量行星/恒星流量比，得到行星幾何反照率與相位函數(shù)隨波長的變化關(guān)系，進(jìn)而約束行星表面或大氣的性質(zhì)［17］.這是一個復(fù)雜的過程，與行星大氣不同高度的吸收系數(shù)和發(fā)射系數(shù)有關(guān)系，需要考慮到輻射轉(zhuǎn)移方程.

為了便于理解反射譜的產(chǎn)生原理，采用近似計算，不考慮大氣吸收，行星反射光譜的流量為［18］：

其中，F(xiàn)s(ν)是恒星光譜流量，φα是相位因子，AB(ν)是平均反照率，a是恒星與行星的距離.

2.1.3 熱發(fā)射光譜行星會吸收恒星的一部分輻射，變成自己的能量，同時部分行星內(nèi)部也存在熱源，產(chǎn)生能量.這些能量會加熱行星，使行星有熱輻射，產(chǎn)生熱發(fā)射光譜.

行星的熱發(fā)射光譜的形狀主要取決于行星的黑體輻射譜.行星的有效溫度是計算行星的熱發(fā)射光譜的關(guān)鍵.對于地球-太陽而言，地球的平衡溫度是253 K，由于地球大氣的溫室效應(yīng)，實際地球的表面平均溫度大約為280 K.

2.2 行星大氣吸收深度的計算通過行星和恒星的參數(shù)，計算行星大氣的吸收信號.行星凌星時，觀測者接收到的恒星流量會有變化，理想條件下，行星凌星深度為［16］：

設(shè)D=，行星大氣吸收深度為：

其中，f(ν)=Fatm/Fst，F(xiàn)in和Fout是恒星在行星凌星期間和非凌星期間的流量.Rst是恒星半徑，F(xiàn)st是恒星本身流量，可以從給出的恒星光譜得到.Rpl，atm是行星半徑Rpl加上納入計算的大氣厚度，是依賴觀測波段的，在寬波段測光或者低分辨率光譜的前提下，可近似表達(dá)為：

其中，n通常取1～10 的常數(shù)，由大氣整體的不透明度（和大氣成分、大氣密度有關(guān)）決定；H=是大氣標(biāo)高，k為玻爾茲曼常數(shù)，T為行星平衡溫度，μ為大氣平均分子量，g為行星表面重力加速度.Fatm是經(jīng)過行星大氣輻射轉(zhuǎn)移的恒星流量：

行星大氣吸收深度簡化為：

2.3 觀測窗口的計算

2.3.1 凌星窗口的計算實際應(yīng)用中會依據(jù)感興趣的科學(xué)問題與科學(xué)目標(biāo)確定使用的望遠(yuǎn)鏡和設(shè)備.用該望遠(yuǎn)鏡和設(shè)備對已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的系外行星或者其候選體進(jìn)行后續(xù)觀測時，由于地面光學(xué)波段的觀測受天氣等諸多因素的影響，必須提前計算好目標(biāo)行星對于該望遠(yuǎn)鏡的可觀測凌星窗口.

目前用凌星法發(fā)現(xiàn)的主要是短周期的系外行星.行星軌道的變化時標(biāo)一般大于行星的軌道周期.因此用凌星法探測系外行星，可以用已獲得的若干次凌星事件計算出行星的軌道周期P和某一次凌星的中點時刻M0，通過簡單的線性疊加計算Mn=M0+nP，得到之后每一次凌星的中點時刻Mn，以該時刻往前和往后合適的時間區(qū)間為凌星將會發(fā)生的時間段，然后根據(jù)具體目標(biāo)行星確定凌星時段.當(dāng)系外行星不具有顯著的凌星時刻變化（Transit Time Variation）時，可基于已發(fā)布的凌星歷元數(shù)據(jù)，用簡單的線性延拓預(yù)估目標(biāo)行星大致的凌星窗口.

2.3.2 觀測窗口的判斷標(biāo)準(zhǔn)推算出行星發(fā)生凌星的時間只是進(jìn)行后續(xù)觀測的第一步，要在凌星發(fā)生時觀測目標(biāo)，還需知道在哪個臺站適合觀測.觀測臺站的位置取決于太陽的位置或者說是否是夜晚，以及觀測目標(biāo)是否適合觀測的范圍這兩個因素.

一次成功的凌星觀測需要在觀測夜晚完整地覆蓋一次凌星事件.對于天文觀測，夜晚始于太陽高度小于-18°.要知道某個臺站是否處于夜晚，需要計算出當(dāng)?shù)氐奶柛叨冉?計算地球上任意點任意時刻的太陽高度，可以自行根據(jù)球面天文公式將該時刻對應(yīng)的世界時（UT）的太陽赤經(jīng)赤緯進(jìn)行從赤道坐標(biāo)到地平坐標(biāo)的轉(zhuǎn)換得到.

2.4 信噪比的計算和提高方法在探測系外行星大氣的透射譜時，信號是系外行星大氣在特定波長吸收部分的光子數(shù)，噪聲是總光譜的噪聲，近似于恒星在特定波長的光子噪聲，透射譜線的信噪比為［19］：

其中，SNRs(ν)為在ν處的恒星信噪比.譜線的高信噪比可以使探測到的行星大氣吸收信號更具說服力.高信噪比的觀測數(shù)據(jù)也可以用于佐證大氣模型，讓我們更加了解系外行星的大氣特性.

在提升信噪比上，無法對目標(biāo)行星的物理性質(zhì)做出改變，只能改變望遠(yuǎn)鏡的觀測參數(shù).選定望遠(yuǎn)鏡后，譜線信噪比主要與地球大氣吸收率、積分時間和光譜分辨率有關(guān).空間觀測會大大改變大氣吸收率，讓吸收率接近于零，從而提高信噪比.對于大部分情況，增加積分時間也可以提升信噪比：選擇低分辨率也能提升信噪比.在合適范圍內(nèi)，降低分辨率，合并光譜數(shù)據(jù)點，在一個數(shù)據(jù)點上有更高的光子流，從而提高信噪比.如果分辨率過低，會損失光譜特征.

3 實驗環(huán)節(jié)與仿真實現(xiàn)

3.1 系統(tǒng)設(shè)計與環(huán)節(jié)系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗系統(tǒng)涉及的知識點包括了恒星光譜和行星光譜的特征、行星凌星與行星大氣透射光譜、大氣透射光譜信號強度影響因素及其規(guī)律、基于觀測臺站篩選適宜行星凌星的凌星窗口、望遠(yuǎn)鏡相關(guān)參數(shù)評估、地球大氣對地面光譜觀測的影響、行星大氣透射光譜觀測策略及調(diào)整、天文觀測中常見噪聲來源、行星大氣透射光譜數(shù)據(jù)處理、透射光譜信噪比提升方式.豐富的知識點貫穿整個實驗系統(tǒng)，通過虛擬仿真新技術(shù)手段，對理論性較強的專業(yè)課程進(jìn)行更直觀、更形象的教學(xué)嘗試.

為了便于開展課程實驗，本虛擬仿真系統(tǒng)設(shè)計了三個實驗環(huán)節(jié)：行星光譜觀察、行星大氣透射光譜觀測和光譜數(shù)據(jù)分析，如圖3 所示.通過三個實驗環(huán)節(jié)，融合了理論、觀測和數(shù)據(jù)分析.首先理解光譜探測中的行星大氣透射光譜和反射光譜的原理.然后學(xué)會估計不同的恒星-行星系統(tǒng)的大氣透射光譜信號強度，根據(jù)科學(xué)目的選擇合適的望遠(yuǎn)鏡，設(shè)計觀測方案.通過模擬光譜觀測，了解光譜數(shù)據(jù).最后根據(jù)模擬觀測的數(shù)據(jù)和理論數(shù)據(jù)對比，對光譜信噪比進(jìn)行估計，根據(jù)貝葉斯推斷方法，當(dāng)信噪比達(dá)到一定值時，可以認(rèn)為行星大氣中有某種成分的可能性很大.

圖3 虛擬仿真實驗流程圖Fig.3 Flowchart of the virtual simulation experiment

3.2 系統(tǒng)仿真實現(xiàn)

3.2.1 行星凌星時恒星光變曲線生成本系統(tǒng)實現(xiàn)了系外行星在凌星時恒星的光變曲線的虛擬仿真，如圖4 所示，上面是行星繞恒星運動的動畫，下面是恒星主掩和次掩時的光變曲線.本系統(tǒng)虛擬仿真了一條完整的曲線，反映了在有行星存在的情況下，恒星光度的變化；動態(tài)地展示了系外行星繞恒星的運轉(zhuǎn)和系外行星相位變化時恒星光度的變化，可以直觀地看到行星凌星、行星掩星等過程.

圖4 凌星光變曲線Fig.4 Transit light curve

系外行星凌星時恒星的光變曲線受到系外行星的軌道周期、行星半徑、行星表面反照率參數(shù)的影響.通過移動參數(shù)滑動按鈕，可以快速地調(diào)整參數(shù)數(shù)值，數(shù)值同時在屏幕上顯示出來，使實驗操作快捷方便.調(diào)整系外行星的軌道周期、行星半徑、行星表面反照率參數(shù)，可觀察到恒星光變曲線的變化情況.行星周期變短，行星軌道半徑變小，在一定的時間內(nèi)，看到的凌星次數(shù)越多.行星半徑越大，凌星和掩星時光變曲線下降的幅度越大，凌星會更明顯.行星反照率增大，掩星時光變曲線下降越大.仿真時忽略恒星活動引起的光變，改變參數(shù)時按照仿真公式實時計算光變曲線值.

3.2.2 行星光譜與軌道相位關(guān)系本系統(tǒng)在進(jìn)行仿真時，首先選擇觀測的行星，判斷行星的類型，如類地、類木等，然后根據(jù)類型采用對應(yīng)的行星大氣模板.不同的模板，對應(yīng)不同的大氣組分參數(shù).根據(jù)模板計算行星的光譜.

圖5 展示了行星在不同軌道相位時光譜的變化.行星光譜以行星的反射光譜和熱輻射光譜為主.選擇假定的模型，如地球-太陽系統(tǒng)，系統(tǒng)會虛擬仿真出行星的光譜隨相位變化，變化遵循相位函數(shù)，但本系統(tǒng)沒有考慮行星參數(shù)改變.從仿真操作可以看出行星反射光譜形狀與恒星光譜形狀類似，其大小與行星的軌道相位有關(guān)，在行星掩星附近時反射光譜最強，在凌星附近時反射光譜最弱.

圖5 不同軌道相位下，行星的熱輻射、反射光譜和總光譜Fig.5 Different orbital phases of a planet result in variations in its thermal radiation,reflecting spectrum,and total spectrum

3.2.3 行星大氣吸收實現(xiàn)圖6 是行星凌星時，虛擬仿真實現(xiàn)的行星大氣吸收.行星大氣粒子吸收在仿真系統(tǒng)中以動態(tài)圖呈現(xiàn).由于行星大氣分子的吸收帶大部分是在紅外波段，從仿真的行星大氣粒子吸收動態(tài)圖中可明顯看出行星大氣對紅外波段光子的吸收能力更強.

圖6 行星大氣吸收Fig.6 Planetary atmospheric absorption

仿真系統(tǒng)也呈現(xiàn)了行星透射光譜.行星大氣中的水、二氧化碳等組分會在透射光譜中呈現(xiàn)吸收特征.調(diào)節(jié)行星平衡溫度、表面重力加速度和大氣平均分子量，可以調(diào)節(jié)行星大氣標(biāo)高的大小，如圖7 所示.為了普及天文知識，讓學(xué)生直觀地認(rèn)識大氣標(biāo)高對行星透射光譜的影響，在虛擬仿真的時候，根據(jù)公式（6），大氣模型高度與大氣標(biāo)高呈線性關(guān)系，調(diào)節(jié)行星大氣標(biāo)高大小，行星大氣厚度相應(yīng)變化，行星透射光譜曲線也隨之變化.

圖7 大氣標(biāo)高的計算界面Fig.7 Calculation of atmospheric scale height

3.2.4 模擬觀測實現(xiàn)虛擬仿真實驗系統(tǒng)提供了10 個可供選擇的行星系統(tǒng)，這些行星系統(tǒng)均為已有光譜觀測的真實系統(tǒng)，涵蓋不同類型的典型行星，如WASP-17 b（熱木星）、GJ 1214 b（超級地球）、55 Cnc e（超級地球），行星參數(shù)和目標(biāo)的特征（恒星光譜、亮度、位置等）源于天文實測數(shù)據(jù).行星大氣透射光譜采用公認(rèn)的Exo-Transmit 模擬.根據(jù)參數(shù)計算該行星的大氣標(biāo)高和大氣吸收信號強度.該虛擬仿真實驗系統(tǒng)提供了10 個臺站選擇.

根據(jù)選定的行星系統(tǒng)，選擇合適的觀測臺站，再選擇凌星窗口（圖8）.并非每一個凌星窗口都可以進(jìn)行觀測，高度角太低，會提示無法觀測，需要重新計算選擇凌星窗口.

圖8 凌星窗口Fig.8 Transit window

選擇合適的凌星窗口后，開始用望遠(yuǎn)鏡來觀測目標(biāo).設(shè)置望遠(yuǎn)鏡的參數(shù)，如望遠(yuǎn)鏡口徑、光譜分辨率、通光效率，仿真系統(tǒng)會計算出恒星光譜（圖9）.本系統(tǒng)虛擬仿真了大氣外空間觀測得到的有行星凌星時的恒星光譜和地面觀測得到的凌星時的恒星光譜，得到不同的光譜圖（圖10）.在地面觀測時，由于地球大氣的影響，光譜包括地球大氣的吸收特征.

圖9 選取對應(yīng)分辨率和望遠(yuǎn)鏡參數(shù)后，仿真望遠(yuǎn)鏡接收到的恒星光譜流量Fig.9 The simulated stellar spectrum，after selecting the corresponding resolution and telescope parameters

圖10 仿真得到的恒星觀測光譜：(a)在空間進(jìn)行觀測；(b)在地面進(jìn)行觀測Fig.10 Simulated planetary specta：(a) observed in the space,(b) observed on the earth

做好前期準(zhǔn)備，進(jìn)入正式觀測（圖11）.虛擬仿真窗口會顯示一些基本的參數(shù).值得注意的是實際凌星觀測采用連續(xù)曝光.但在本虛擬仿真系統(tǒng)中，需要學(xué)生根據(jù)信噪比和凌星窗口選擇合適的曝光時刻和曝光時長.虛擬仿真實驗選取五次曝光，讓學(xué)生自主設(shè)置，以便系統(tǒng)合理評分考核.為了較差測量，學(xué)生選擇的五次曝光必須包含凌星前、后的時刻，以及凌星中的時刻.拍攝凌星光譜時，曝光時間可以通過計算得出，也可以在五次曝光的嘗試觀測中得到，例如光譜圖上的最大光子數(shù)超過滿阱，就需要調(diào)整曝光時間，調(diào)至光子數(shù)為滿阱數(shù)的約80%.觀測完成后保存結(jié)果.

圖11 正式觀測時，學(xué)生選擇五次曝光的時間和曝光時長Fig.11 During the formal observation,students perform five exposure processes

3.2.5 光譜數(shù)據(jù)分析實現(xiàn)行星大氣吸收信號相對于恒星信號較弱.為了獲取高信噪比，需要延長曝光時間，但是由于探測器具有滿阱數(shù)，單次曝光時間有限（不能過曝），需要將多次的觀測結(jié)果疊加.如圖12 所示，虛擬仿真系統(tǒng)實現(xiàn)了以行星的總凌星時長作為參考，讓學(xué)生設(shè)置光譜疊加所對應(yīng)的總曝光時長，從而得到疊加后的光譜.

圖12 在行星凌星時間內(nèi)所有的連續(xù)曝光圖片疊加，獲得疊加后的光譜圖（a）和光譜數(shù)據(jù)（b）Fig.12 (a) The spectrum after integrating all continuous exposures during planetary transit;(b) stellar spectrum (upper left),stellar spectrum noise (upper right),planetary atmospheric absorption signal(lower left),and planetary spectral SNR (lower right)

從最終觀測數(shù)據(jù)中，得到了恒星光譜、恒星光譜噪聲以及行星大氣吸收數(shù)據(jù).從行星光譜信噪比圖中，選取關(guān)注的譜線，如水、二氧化碳，根據(jù)恒星光子數(shù)和行星大氣吸收光子數(shù)得到此波段的信噪比.然后通過在空間觀測、增加觀測次數(shù)、降低光譜分辨率三種方法中選擇不同的組合，提高信噪比曲線，如圖13 所示.根據(jù)信噪比結(jié)果，按照貝葉斯推斷方法，估算行星大氣中存在這個物質(zhì)成分的可能性.

圖13 信噪比提升Fig.13 Signal-to-noise ratio enhancement

4 其他模塊簡介

4.1 教學(xué)評價體系本實驗系統(tǒng)對于學(xué)生的考核主要分為兩大類：知識點學(xué)習(xí)類與知識點應(yīng)用類.

在知識點學(xué)習(xí)方面，該系統(tǒng)將學(xué)生對相關(guān)知識點的瀏覽也納入相關(guān)的評分標(biāo)準(zhǔn).學(xué)生將通過該系統(tǒng)提供的學(xué)習(xí)資料、實驗示范和理論講解，深入學(xué)習(xí)系外行星大氣光譜觀測相關(guān)的基礎(chǔ)知識，掌握關(guān)于行星系統(tǒng)、光譜分析原理、光譜圖解讀等知識.這部分考核內(nèi)容旨在評估學(xué)生對基礎(chǔ)概念的理解和掌握程度，以及對實驗背后科學(xué)原理的理解能力.

在知識點應(yīng)用方面，學(xué)生需要靈活運用系統(tǒng)提供的學(xué)習(xí)資料與自身所學(xué)，完成系統(tǒng)中設(shè)置的考題，例如對大氣標(biāo)高計算、觀測目標(biāo)選擇與觀測窗口選擇、實際觀測曝光時間設(shè)定、行星光譜信噪比估計等.考核內(nèi)容旨在評估學(xué)生的實際操作能力、數(shù)據(jù)處理和分析能力，以及對光譜觀測結(jié)果的解釋和推理能力.

通過考核，將在知識學(xué)習(xí)和實際應(yīng)用兩個層面上進(jìn)行綜合評估.學(xué)習(xí)類考核驗證對基礎(chǔ)知識的掌握程度，應(yīng)用類考核展現(xiàn)對知識的實際運用能力.這樣的設(shè)計有助于學(xué)生全面發(fā)展，并將所學(xué)的知識與技能應(yīng)用于實際情境中，提升他們的科學(xué)思維和問題解決能力.

4.2 課后延展學(xué)習(xí)

4.2.1 課后討論模塊該系統(tǒng)在網(wǎng)頁上提供了學(xué)生自主討論的論壇.學(xué)生可以在論壇上提出問題、分享觀察和數(shù)據(jù)分析方法，并從其他的回答和見解中獲得更多的洞察力.論壇的存在還可以激發(fā)學(xué)生的創(chuàng)造力，鼓勵他們提出新的想法和假設(shè)，并與其他同學(xué)進(jìn)行深入地討論和探索，進(jìn)而拓寬視野、提高解決問題的能力，在一個開放的環(huán)境中共同進(jìn)步.

4.2.2 學(xué)情分析系統(tǒng)本虛擬仿真系統(tǒng)搭載了學(xué)情分析系統(tǒng).學(xué)情分析系統(tǒng)記錄學(xué)生的訪問和學(xué)習(xí)情況，統(tǒng)計學(xué)生的通過率和分?jǐn)?shù)，提供對學(xué)生學(xué)習(xí)情況的全面分析和評估.通過分析實驗成績，可以評估學(xué)生對于系外行星大氣探測的理解程度和應(yīng)用能力.這些數(shù)據(jù)有助于教師評估教學(xué)效果，了解學(xué)生在不同方面的表現(xiàn)，并根據(jù)需要對實驗的整體流程或考核內(nèi)容進(jìn)行進(jìn)一步調(diào)整，從而達(dá)到更好的教學(xué)效果.

4.2.3 科學(xué)研究最新進(jìn)展模塊這個模塊提供了關(guān)于系外行星研究領(lǐng)域的最新熱點資訊和科學(xué)前沿，不定期更新與系外行星大氣相關(guān)的科學(xué)發(fā)現(xiàn)、重要論文、新的研究方法以及領(lǐng)域內(nèi)的關(guān)鍵突破.通過這些更新，學(xué)生可以了解當(dāng)前該領(lǐng)域的最新進(jìn)展，緊跟科學(xué)前沿.

5 結(jié)論

為了更好地對系外行星大氣光譜探測內(nèi)容開展教學(xué)，我們基于虛擬仿真技術(shù)與天文觀測知識，構(gòu)建了系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗系統(tǒng).該虛擬仿真系統(tǒng)以行星大氣透射光譜原理、設(shè)計觀測方案、獲取光譜數(shù)據(jù)并分析處理確定大氣成分三個虛擬仿真模塊為核心，立足光譜觀測的基本原理，運用虛實結(jié)合的教學(xué)模式，把虛擬仿真系統(tǒng)和天文觀測實驗統(tǒng)一結(jié)合，實現(xiàn)了系外行星大氣光譜探測實驗的可視化，并可自主選取行星系統(tǒng)進(jìn)行研究，自主設(shè)計觀測方案，評估可行性，還可根據(jù)結(jié)果不斷調(diào)整優(yōu)化觀測方案，突破了現(xiàn)實教學(xué)中設(shè)備以及時空的限制，做到了低成本高效率地完成專業(yè)課程講授和實踐，增強了學(xué)生對天文觀測課程的認(rèn)知，提升了學(xué)生進(jìn)行觀測的能力和創(chuàng)新能力，取得了較為滿意的效果.

該虛擬仿真實驗系統(tǒng)有貼近現(xiàn)實的動畫模型，有基于真實行星數(shù)據(jù)的仿真，有符合天文觀測的真實環(huán)境和儀器設(shè)置.該虛擬系統(tǒng)實驗內(nèi)容豐富、效果直觀、感知性強，對提高實驗教學(xué)質(zhì)量有很大的幫助，已被評為國家一流仿真課程.該虛擬仿真系統(tǒng)已通過國家虛擬仿真實驗教學(xué)項目共享服務(wù)平臺“i Lab-x 實驗空間”對外免費開放［20］.

該系外行星大氣光譜探測虛擬仿真實驗教學(xué)系統(tǒng)結(jié)合了我國大型天文望遠(yuǎn)鏡較為匱乏的特點，希望通過虛擬仿真的觀測訓(xùn)練，為我國培養(yǎng)更多的天文觀測人才，為今后國內(nèi)天文觀測的發(fā)展儲備力量，為未來我國大型項目培養(yǎng)潛在科學(xué)用戶，為系外行星大氣領(lǐng)域的科研隊伍培養(yǎng)后備人才［21］.

致 謝感謝祝展翼博士對論文修改的指導(dǎo)和幫助！