\documentclass[10pt,pdf,hyperref={unicode}]{beamer}
\hypersetup{pdfpagemode=FullScreen}
\usepackage{lect}

\title{Регистрация излучения и информация, в нем содержащаяся}
\date{24 марта 2018 года}

\begin{document}
% Титул
\bgroup\setbeamercolor{normal text}{bg=black}
\begin{frame}
\maketitle
\end{frame}\egroup\logo{}
% Содержание
\begin{frame}
\tableofcontents
\end{frame}

\section{<<Декомпозиция>> излучения: 3D, 4D данные}
\begin{frame}{<<Декомпозиция>> излучения: 3D, 4D данные}
\only<1,2>{\begin{block}{}
Излучение: 4 степени свободы (координаты на изображении, частота, время).
3D data cubes (FITS-files): слайсы по времени (быстропеременные объекты, lucky images, 
speckle\dots) или по частоте (VPHG, IFP, средне- и широкополосные фильтры).
\end{block}}
\only<1>{\img[0.8]{lucky_stack}}
\only<2>{\img{speckleflow}}
\only<3>{\cols{\col{0.5}\begin{block}{}
Излучение: 4 степени свободы (координаты на изображении, частота, время).
3D data cubes (FITS-files): слайсы по времени (быстропеременные объекты, lucky images, 
speckle\dots) или по частоте (VPHG, IFP, средне- и широкополосные фильтры).
\end{block}
\col{0.5}\vspace*{-1em}\img[0.85]{IFPstack}}}
\only<4>{\img[0.8]{VPHGstack}}
\end{frame}

\section{Диспергирующие системы}
\begin{frame}{Диспергирующие системы: призмы}
%\begin{block}{}
%\end{block}
\only<1>{\img[0.75]{Fraunhofer_spectroscope}1814, спектроскоп Йозефа фон Фраунгофера}
\only<2>{\img{prism_spectrometer}}
\only<3>{\img[0.9]{prism_spectrometer_sch}}
\only<4>{\img{prism_monochr}}
\end{frame}

\begin{frame}{}
\begin{block}{}
    1872, первый спектр Веги на фотопластинке. С 1918 по 1924~г. вышел каталог HD в честь Дрэпера 
    (изначально 225300 звезд, Эдвард Пикеринг сотоварищи, наблюдения в гарвардской обсерватории с 
    объективной призмой).
\end{block}
\img{Drapers_spectra}
\end{frame}

\begin{frame}{Бесщелевые спектры}
\only<1>{\begin{block}{}
    Николас Мейол, 1930-е.
\end{block}
\img{slitless_schematic}}
\only<2>{\img{slitless}}
\end{frame}

\begin{frame}{Дифракционная решетка}
\only<1>{\img[0.8]{Fraunhofer_grating}Нитяная решетка Фраунгофера}
\only<2>{\img[0.9]{Diffraction_Grating_Equation}}
\only<3>{\img[0.9]{diffraction_image006}}
\only<4>{\img[0.95]{Large_Diffraction_grating}}
\only<5>{\img[0.9]{Czerny-turner_monochr}Монохроматор Черни--Т\"ернера}
\only<6>{\img[0.7]{Fastie-Ebert_Monochromator}Монохроматор Фасти--Эберта}
\end{frame}

\begin{frame}{Длиннощелевые спектры}
\only<1>{\img[0.5]{slit_spectr}}
\only<2>{\img[0.75]{gmoslongslit_galaxy}}
\only<3>{\img{gmoslongslit_galext}}
\end{frame}

\begin{frame}{Integral field spectrograph}
\only<1>{\img{integral_field_spectr_designs}}
\only<2>{\img[0.8]{Hectospec_focal_plane}Hectospec --- сложный спектрограф 6.5-м телескопа MMT}
\only<3>{\img[0.8]{ifs_data_cube}}
\end{frame}

\begin{frame}{Эшелле--спектрограф}
\only<1>{\cols{\col{0.47}\begin{block}{}Конфигурация Литтрова синим.\\
Угол блеска $\theta_B>45\degr$.\end{block}
\col{0.47}\begin{block}{}$$\theta _{B}=\arcsin\frac{m\lambda}{2d}.$$\end{block}}
\img[0.7]{Blazed_grating}}
\only<2>{\img[0.9]{Echelle_dispersion}}
\only<3>{\img[0.9]{echelle_inst}}
\only<4>{\img[0.9]{echelle_spect}}
\end{frame}

\begin{frame}{Гризма}
\only<1>{\img[0.9]{grism_light}}
\only<2>{\img{FOCAS_grisms}Набор гризм The Faint Object Camera and Spectrograph (FOCAS Subaru).}
\only<3>{\img[0.7]{FOCAS_subaru}}
\only<4>{\img[0.9]{Grism1}}
\only<5>{\img[0.9]{Grism2}}
\end{frame}

\begin{frame}{VPHG}
\only<1>{\img[0.7]{VPHG_ex}}
\only<2>{\begin{block}{}
$$Q=\frac{2\pi\lambda d}{n_g\Lambda^2\cos\alpha}.\quad\quad\quad
\frac{d\theta}{d\lambda}=\frac{m}{\Lambda\cos\theta}.$$
$d$~-- толщина; Q-параметр: $Q<1$~-- <<тонкие>>, $Q>10$~-- <<толстые>>.
\end{block}\img[0.8]{VPGfig2}}
\only<3>{\img[0.75]{VPHG}}
\only<4>{\img[0.9]{VP_HolographicGratings_eff_vs_wavelength3}}
\end{frame}

\begin{frame}{Интерферометр Фабри--Перо}\vspace*{-1em}
\only<1>{\img[0.8]{ifp_theor}}
\only<2>{\img[0.37]{IFP_datacube}}
\end{frame}

\begin{frame}{Калибровки}
%\only<1>{\begin{beamercolorbox}{bluefrm}{}
%\img{Integr_sphere_principle}\end{beamercolorbox}}
\only<1>{\blueimg{Integr_sphere_principle}}
\only<2>{\img[0.6]{Commercial_Integrating_Sphere}}
\only<3>{\img[0.9]{ar_ne600}}
\only<4>{Th/Ar\vspace*{-1.5em}\img[0.6]{thorium}}
\end{frame}

\section{Поляризация и анализаторы поляризации}
\begin{frame}{Поляризация}
\begin{block}{}
$I=k_{a}I_{0}\cos^{2}\varphi$. 1810, Этьен Луи Малюс "--- количественная
корпускулярная теория поляризации света. Угроза волновой теории (продольные волны не поляризуются)!
 1821, Френель "--- волновая теория поляризации.
\end{block}
\only<1>{\img{Electromagnetic_wave}}
\only<2>{\blueimg[0.8]{Malus_law-ru}}
\end{frame}

\begin{frame}{Параметры Стокса}
\only<1>{\vspace*{-0.7em}\begin{block}{}
\cols{\col{0.35}$$\begin{aligned}
S_0&=I=E_{a}^2+E_{b}^2\\
S_1&=Q=I\cos2\psi\cos2\chi\\
S_2&=U=I\sin2\psi\cos2\chi\\
S_3&=V=I\sin2\chi 
\end{aligned}$$\col{0.65}
$E_a$, $E_b$~-- большая и малая полуоси поляризационного эллипса, $\psi$~-- угол поворота
поляризационного эллипса относительно произвольной лабораторной системы координат, $\chi$~-- 
вспомогательный угол, определяемый из условия $\tg\chi=E_a/E_b$.}\end{block}
\vspace*{-0.7em}\cols{\col{0.5}\begin{block}{}
Три независимых параметра: $I^2=Q^2+U^2+V^2$.
Пусть $E_1$ и $E_2$~-- ортогональные проекции~$\vec{E}$, $\delta$~-- разность фаз в проекциях. 
Тогда:
$$\begin{aligned}
S_0&=I=E_1^2 + E_2^2\\
S_1&=Q=E_1^2 - E_2^2\\
S_2&=U=2 E_1 E_2\cos\delta\\
S_3&=V=2 E_1 E_2\sin\delta
\end{aligned}$$
\end{block}
\col{0.5}\img{Polarization_ellipse}}}
\only<2>{\begin{block}{}
Вращаем поляризатор на 0, 60 и 120 градусов, вычисляем параметры Стокса.\\
Две волны, линейно поляризованные под прямым углом друг к другу, не интерферируют!
\end{block}
\img{stokes_calc}}
\end{frame}

\begin{frame}{Угол Брюстера}
\only<1>{$$\tg\theta_B=n,\quad\text{угол падения $\theta_B$}$$
\blueimg[0.8]{Brewster_window}}
\only<2>{\img[0.9]{brewster_polarizer_small}}
\end{frame}

\begin{frame}{Двойное лучепреломление}
\only<1>{\begin{block}{}
1669, Расмус Бартолин, кристалл исландского шпата. $\Delta n=n_{e}-n_{o}$.
\end{block}
\blueimg[0.55]{Positively_birefringent_material}}
\only<2>{\blueimg{Nicol_prism}Призма Николя}
\only<3>{\blueimg{Wollaston-prism}Призма Волластона}
\end{frame}

\begin{frame}{Оптически активные материалы}
\cols{\col{0.75}\blueimg{LCD_layers}\col{0.3}
\begin{block}{}
	1,5~-- поляризаторы,\\
	2,4~-- прозрачные электроды,\\
	3~-- ЖК (оптически активное вещество),\\
	6~-- отражатель или подсветка.
\end{block}}
\end{frame}

\begin{frame}{Волновые пластинки}
\only<1>{\img[0.8]{Waveplate}Полуволновая пластинка}
\only<2>{\blueimg{CircularPolarization}Четвертьволновая пластинка}
\end{frame}

\begin{frame}{Поляризация в астрофизике}
\begin{block}{}
Когерентные источники (гидроксильные или метаноловые мазеры).\\
Рассеяние на межзвездной пыли.\\
Вращение плоскости поляризации в магнитных полях (эффект Фарадея).\\
Поляризация CMB "--- изучение физики ранней Вселенной.\\
Поляризация синхротронного излучения.\\
Возможно, астрономические источники повлияли на селекцию хиральности белков и прочих органических 
молекул на Земле.
\end{block}
\end{frame}

\section{Учет шумов детекторов}
\begin{frame}{Учет шумов детекторов}
\only<1>{\begin{block}{}
Глубокое охлаждение для снижения темнового тока. 
\end{block}
\img[0.7]{signaltonoisefigure2}}
\only<2>{\vspace*{-0.5em}\begin{block}{}Попиксельная неоднородность, виньетирование, пыль "---
калибровка на <<плоское поле>>.\\
\textbf{Дробовой} (пуассонов) шум ($\sigma_s=\sqrt{N}$ \Arr $SNR_s=\sqrt{N}$) наиболее существенен 
при малых интенсивностях, либо увеличить экспозицию, либо суммировать кадры.
\textbf{Шум считывания} (суммировать кадры).\\
$$SNR=PQ_et/\sqrt{(P+B)Q_et+Dt+N_R^2}$$
$P$~-- поток (фотонов на пиксель в секунду), $Q_e$~-- квантовая эффективность, $t$~-- время экспозиции,
$B$~-- фон, $D$~-- темновой ток, $N_R$~-- шум считывания.
\end{block}\vspace*{-0.5em}
\img{signaltonoisefigure1}}
\only<3>{\begin{block}{}
\textbf{Шум сброса} (шум RC-цепочек) $N_{reset}=\sqrt{kTC}/q$, $T$~-- температура (К), $C$~-- 
емкость ячейки (Ф), $q$~-- накопленный заряд (Кл).\\[5pt]
\textbf{Белый шум} $N_{white}=\sqrt{4kT\nu R_{out}}\cdot A_{amp}/S_{amp}$,
$\nu$~-- частота считывания (Гц), $R_{out}$~-- выходное сопротивление усилителя (Ом),
$S$~-- чувствительность усилителя (В/электрон), $A$~-- коэффициент усиления.\\[5pt]
\textbf{Темновой ток}: $D = 2.5\cdot10^{15} S I_d T^{1.5} \exp{-E_g/(2kT)}$,
$S$~-- площадь пикселя (см$^2$), $I_d$~-- измеренный на 300\,К темновой ток (нА/см$^2$),
$E_g$~-- ширина запрещенной зоны (эВ).
\end{block}}
\end{frame}

\begin{frame}{Конвейер обработки данных}
\begin{block}{}
\begin{enumerate}
\item Получение снимка объекта ($O$) и нескольких bias, dark и flat ($b_i$, $d_i$, $f_i$).
\item Медианное усреднение: $X=\med(x)$ \Arr $B$, $D$, $F$.
\item Если экспозиции $D$ и $O$ различаются, получаем <<master dark>>: $D_m=(D-B)/t_{exp}$.
\item Удаление шумов: $O_{clean}=O-D$, $F_{clean}=F-D$ (или $X-B-D_m\cdot t_{exp}$).
\item Нормирование $F_{clean}$: $F_{norm}=F_{clean}/F_{clean,max}$.
\item Коррекция на <<плоское поле>>: $O_{corr} = O_{clean}/F_{clean}$.
\end{enumerate}
Для спектрофотометрии после экстракции спектра необходимо также выполнить нормировку на <<плоский спектр>>.
\end{block}
\end{frame}

% наш с Тимуром отчет
\begin{frame}{Определение характеристик новой ПЗС}
\begin{block}{}
\only<1>{\textbf{Электронный ноль} (bias). Снимки bias позволяют определить уровень шума считывания
(RON). Для уменьшения влияния дефектов, используем разности:
$I_{diff}=I_1-I_2.$ Тогда $\sigma{RON}=\sigma{I}/\sqrt{2}$.
}
\only<2>{\textbf{Линейность} получается из линейной аппроксимации зависимости $I=\alpha t$ при получении
<<плоских>> снимков с разной экспозицией.
}
\only<3>{\textbf{Коэффициент усиления} (gain) определяет, сколько ADU будет получено на один фотоэлектрон.
Строим зависимость $\sigma^2_I(\mean{I})$ (дисперсия интенсивности в кадре от ее среднего значения).
Однако, дефекты ПЗС внесут неточность, надежней вычислять разности изображений.\\
Пусть $I$ и $\sigma^2$~-- средний сигнал в пикселе (после вычитания <<темновых>>) и его дисперсия,
$R^2$, $\sigma^2_{ph}$ и $\sigma_{ff}=kI$~-- дисперсии шумов считывания, дробового (фотонного) шума 
и
неоднородность чувствительности пикселей ПЗС. Тогда общий шум:
$$\sigma^2=R^2+\sigma^2_{ph}+\sigma^2_{ff}=R^2+I+k^2I^2.$$
$$\sigma^2/g^2=R^2/g^2+I/g+k^2I^2/g^2\quad\text{или}\quad
\sigma^2=R^2+gI+k^2I^2.$$
Для разности изображений <<исправленный шум>> $\sigma^2=\dfrac{\Sum I_{diff}^2}{2(N-1)}$. Все
вычисления проводим в нескольких участках изображения (не по всему кадру) для усреднения результатов.\\
Линейная интерполяция зависимости интенсивности от шума дает результирующий $g$.
}
\only<4>{\textbf{Темновой ток} необходимо исследовать на зависимость от времени экспозиции и температуры.
}
\only<5>{\textbf{Квантовая эффективность} определяется в лабораторных условиях: монохроматор и
калиброванный светоприемник.
}
\end{block}
\only<1>{\img[0.6]{bias_t}}
\only<2>{\img[0.6]{ccd_lin}}
\only<4>{\img[0.7]{dark_cur}}
\only<5>{\img[0.7]{apoqe}}
\end{frame}

\section{Кодирование и хранение информации}
\begin{frame}{Кодирование и хранение информации}
\begin{block}{FITS-формат}
FITS (англ. Flexible Image Transport System) "--- цифровой формат файлов, используемый в науке для
хранения, передачи и редактирования изображений и их метаданных (электронных таблиц).\\
Метаданные изображения хранятся в удобочитаемом заголовке формата ASCII.\\
Каждый файл FITS имеет один или несколько заголовков, содержащих ASCII-строки (фиксированной длины в 80
символов) из пар ключ\slash значение, перемежающихся между блоками данных.
\end{block}\tiny
\begin{tabular}{llllll}
(blank)  &CROTAn   &EQUINOX  &NAXISn   &TBCOLn   &TUNITn\\
AUTHOR   &CRPIXn   &EXTEND   &OBJECT   &TDIMn    &TZEROn\\
BITPIX   &CRVALn   &EXTLEVEL &OBSERVER &TDISPn   &XTENSION\\
BLANK    &CTYPEn   &EXTNAME  &ORIGIN   &TELESCOP&\\
BLOCKED  &DATAMAX  &EXTVER   &PCOUNT   &TFIELDS&\\
BSCALE   &DATAMIN  &GCOUNT   &PSCALn   &TFORMn&\\
BUNIT    &DATE     &GROUPS   &PTYPEn   &THEAP&\\
BZERO    &DATE-OBS &HISTORY  &PZEROn   &TNULLn&\\
CDELTn   &END      &INSTRUME &REFERENC &TSCALn&\\
COMMENT  &EPOCH    &NAXIS    &SIMPLE   &TTYPEn&\\
\end{tabular}
\end{frame}

\begin{frame}{WCS-привязка}
\only<1>{\begin{block}{Параметры WCS}
\begin{description}
\item[CRVALi] значение мировых координат опорного пикселя
\item[CRPIXi] координаты опорного пикселя на изображении
\item[CDELTi] инкремент координат
\item[CTYPEi] тип матрицы преобразования
\item[CROTAi] угол поворота систем координат
\item[PCij] немасштабированная матрица преобразований
\item[CDij] PC с масштабом
\item[Qi] $=\sum_{j=1}^N CD_{ij} (x_j - CRPIX_j)
= \sum_{j=1}^N CDELT_j \cdot PC_{ij} (x_j - CRPIX_j)$.
\end{description}
\end{block}
}
\only<2>{\img[0.6]{out}}
\only<3>{\img[0.6]{out_cat}}
\end{frame}


\section{Методы астрофизики}
\begin{frame}{Астрофизика}
	\begin{defin}\textbf{Астрофизика} "--- раздел астрономии, тесно переплетенный с химией и 
	физикой. 
		<<It seeks to ascertain the nature of the heavenly bodies, rather than their positions or 
		motions 
		in space~--- what they are, rather than where they are>> (1897, Джеймс Килер).
		\vspace{1em}
		
		Основоположники "--- Вильям Хайд Волластон и Йозеф фон Фраунгофер. 
		
		Сам термин <<астрофизика>> предложен Иоганном Карлом Фридрихом Ц\"eлльнером (известен по 
		точной 
		фотометрии) в 1865~г. 
		
		Астрофизика делится на наблюдательную и теоретическую, находящиеся в тесной взаимосвязи.
	\end{defin}
\end{frame}


\section{Фотометрия}

\begin{frame}{Фотометрия}\vspace*{-1em}
	\begin{block}{Фотометр Ц\"елльнера}
		1861~г. "--- первый фотометр с эталонным источником. Газовая горелка, призмы Волластона, 
		плоскопараллельная пластинка.
	\end{block}
	\img{zollner_photometer}
\end{frame}

\begin{frame}
	\frametitle{Область применения фотометрии}
	\begin{columns}
		\column{0.5\textwidth}
		\begin{block}{}
			\begin{itemize}
				\item Определение светимости объекта или расстояния до него.
				\item Астрометрические задачи.
				\item Классификация объекта (и предположение о его свойствах).
				\item<2-> Космология: массы и движения галактик.
				\item<3-> Определение параметров переменных объектов.
				\item<3-> Поиск крупных экзопланет.
				\item<4-> Изучение сверхновых.
			\end{itemize}
		\end{block}
		
		\column{0.5\textwidth}
		\begin{pict}\vbox to 0pt{\vspace*{-0.35\textheight}
				\only<1>{\includegraphics[width=0.9\columnwidth]{HRDiagram}}
				\only<2>{\includegraphics[width=\columnwidth]{hubble}}
				\only<3>{\includegraphics[width=\columnwidth]{exoplanet}}
				\only<4>{\includegraphics[width=\columnwidth]{supernova}}
			}
		\end{pict}
	\end{columns}
\end{frame}

\begin{frame}{Фотометрические диапазоны}
	\only<1>{\img{Filter-optics-1}}
	\only<2>{\begin{block}{}Стр\"емгрен, 1960-е гг.: широкополосные; среднеполосные и узкополосные 
	фотометрические системы.
			Критерий "--- полуширина: широкополосные $>300\Ang$, узкополосные $<100\Ang$.
		\end{block}\img{interf_filterIR}}
	\only<3>{\img[0.9]{bands}}
\end{frame}

\section{Спектроскопия}
\begin{frame}
	\frametitle{Область применения спектроскопии}
	\begin{columns}
		\column{0.4\textwidth}
		\begin{block}{}
			\begin{itemize}
				\item Эквивалентные ширины: расстояние до звезд, их возраст,
				скорость потери масс и многие другие параметры.
				\item Спектрополяриметрия.
				\item<2-> Определение химического состава звезд.
				\item<3-> Строгая спектральная классификация.
				\item<4-> Определение скорости движения объектов.
				\item<5-> Космология.
			\end{itemize}
		\end{block}
		
		\column{0.6\textwidth}
		\begin{pict}\vbox to 0pt{\vspace*{-0.3\textheight}
				\only<1>{\includegraphics[width=\columnwidth]{equiv_width}}
				\only<2>{\includegraphics[width=\columnwidth]{solar_spectra}}
				\only<3>{\vspace*{-0.1\textheight}
					\includegraphics[width=0.8\columnwidth]{SpectralLines}}
				\only<4>{\includegraphics[width=\columnwidth]{doppler}}
				\only<5>{\includegraphics[width=\columnwidth]{galaxy_doppler}}
			}
		\end{pict}
	\end{columns}
\end{frame}

\if0
\begin{frame}{}
\begin{block}{}
\end{block}
\only<1>{\img{}}
\cols{\col{0.5}
\col{0.5}}
\end{frame}
\fi
\begin{frame}{Спасибо за внимание!}
\centering
\begin{minipage}{5cm}
\begin{block}{mailto}
eddy@sao.ru\\
edward.emelianoff@gmail.com
\end{block}\end{minipage}
\end{frame}
\end{document}
