未来几年太阳和恒星物理学的一个重大挑战将是破译太阳外层大气（色球层和日冕）的磁性及其与底层光球层磁场的动态耦合。为此，重要的是开发严格的诊断工具，在适当选择的谱线的分光偏振观测的物理解释。本文提出了一个计算机程序，用于合成和反演某些有诊断意义的谱线（如He I 10830 A和D_3多重谱线）中由原子能级偏振和Hanle及Zeeman效应共同作用引起的Stokes轮廓。它基于谱线偏振的量子理论，该理论考虑了所有相关的物理机制和成分（光泵浦、原子级偏振、塞曼、帕申-巴克和汉勒效应）。通过适当的平板模型考虑了辐射转移对出射谱线辐射的影响。用户可以计算出任何给定的磁场矢量的出射强度和极化，或者通过基于全局优化方法的高效反演算法从观察到的斯托克斯分布推断动力学和磁性。这里提出的正演模拟和反演代码的可靠性，证明了通过几个应用程序，其中的范围从推断的磁场矢量在太阳活动区，以确定它是否是冠状在安静的色球区域。这个用户友好的诊断工具称为“HAZEL”（来自HAnle和ZEeman Light），提供给天体物理学界，希望它将促进太阳和恒星物理学的新进展。
英文摘要：
A big challenge in solar and stellar physics in the coming years will be to decipher the magnetism of the solar outer atmosphere (chromosphere and corona) along with its dynamic coupling with the magnetic fields of the underlying photosphere. To this end, it is important to develop rigorous diagnostic tools for the physical interpretation of spectropolarimetric observations in suitably chosen spectral lines. Here we present a computer program for the synthesis and inversion of Stokes profiles caused by the joint action of atomic level polarization and the Hanle and Zeeman effects in some spectral lines of diagnostic interest, such as those of the He I 10830 A and D_3 multiplets. It is based on the quantum theory of spectral line polarization, which takes into account all the relevant physical mechanisms and ingredients (optical pumping, atomic level polarization, Zeeman, Paschen-Back and Hanle effects). The influence of radiative transfer on the emergent spectral line radiation is taken into account through a suitable slab model. The user can either calculate the emergent intensity and polarization for any given magnetic field vector or infer the dynamical and magnetic properties from the observed Stokes profiles via an efficient inversion algorithm based on global optimization methods. The reliability of the forward modeling and inversion code presented here is demonstrated through several applications, which range from the inference of the magnetic field vector in solar active regions to determining whether or not it is canopy-like in quiet chromospheric regions. This user-friendly diagnostic tool called "HAZEL" (from HAnle and ZEeman Light) is offered to the astrophysical community, with the hope that it will facilitate new advances in solar and stellar physics.
The Hanle and Zeeman Effects in Solar Spicules: A Novel Diagnostic Window on Chromospheric Magnetism
一个有吸引力的诊断工具，调查磁性的太阳色球是观测和理论建模的汉勒和塞曼效应的针状，如本信首次显示。在这里，我们报告的分光偏振观测太阳色球针状体在He I 10830的多重态和它们的理论建模占辐射转移的影响。我们发现，在所观察到的（安静的太阳）针状物质的磁场在可见的太阳表面上方约2000公里的高度具有10 G的顺序的强度和倾斜约$35^{\circ}$相对于当地的垂直方向。我们的经验发现的基础上全斯托克斯矢量光谱偏振应考虑在未来的磁流体力学模拟的针状。
Influence of atomic polarization and horizontal illumination on the Stokes profiles of the He I 10830 multiplet
在He I 10830多重态谱线中观察到的偏振态携带着太阳色球和日冕中等离子体结构的动力学和磁性质的有价值的信息，如针状体、双折射体、丝状体、新兴磁通区等。在这里，我们研究了原子水平偏振对大范围磁场强度的新兴斯托克斯轮廓的影响，在90度和前向散射几何结构中。我们发现，与普遍认为的相反，原子级偏振的存在所引起的选择性发射和吸收过程可能对出射线偏振产生重要影响，即使磁场强度高达1000 G。因此，Stokes Q和U分布的建模不应仅考虑Paschen-Back效应理论框架内的横向塞曼效应的贡献，除非观察到的等离子体结构的磁场强度明显大于1000 G。我们还指出，在低洼的光学厚等离子体结构，如那些活跃的区域灯丝，（水平）辐射场产生的结构本身可能会大大减少积极的贡献所造成的（垂直）辐射场来自下面的太阳光球的各向异性因子，使原子级偏振的量可能会变成可以忽略不计。只有在这种情况下，在太阳大气的这些区域中，He I 10830多重态的出射线偏振才可能由横向塞曼效应所引起的贡献所主导。
Polarization of photospheric lines from turbulent dynamo simulations
我们采用湍流发电机模拟的磁场和速度场来合成一个典型光球线的偏振。合成的斯托克斯轮廓具有与在安静的太阳中观察到的特征相同的特征。模拟的磁图呈现出与互联网区域类似的信号水平。具有两个、三个和更多瓣的非对称斯托克斯V轮廓以自然的方式出现。强度分布被磁场加宽，与观测极限相当一致。此外，Sr I 4607 A线的Hanle退偏信号在太阳值范围内。还可以发现合成偏振光谱和观测偏振光谱之间的差异。斯托克斯V不对称性不足，我们将其归因于模拟的磁场和速度场与太阳相比结构性的缺陷。这种缺陷可能反映了雷诺数的事实数值数据仍然远离太阳值。我们考虑了太阳中存在像模拟中那样的强烈而混乱的磁场的可能性。这种情况有几个重要的后果。例如，小于10%的现有无符号磁通量将在当前磁图中被检测到。现有的通量将远远超过活动区在太阳活动周期最大期所携带的通量。检测这些磁场将涉及提高角分辨率、解释极化信号的技术，以及在较小程度上提高极化灵敏度。
The influence of coronal EUV irradiance on the emission in the He I 10830 A and D3 multiplets
He I 10830 A和5876 A（或D3）多重态的谱线是研究太阳色球层和日冕等离子体结构物理性质的两个最有吸引力的光谱窗口，它们的偏振信号对Hanle效应和Zeeman效应敏感。然而，为了能够进行可靠的诊断，至关重要的是要有一个良好的物理理解的灵敏度观察到的谱线辐射的各种竞争的驱动机制。在这里，我们报告了一系列的非肢体非LTE计算的He I D3和10830 A的发射轮廓，集中我们的调查，他们的灵敏度的EUV日冕辐射和模型大气中使用的计算。我们特别表明，蓝色到红色分量的强度比的He I 10830 A多重峰的发射轮廓原来是一个很好的候选人作为诊断工具的日冕辐照度。对这一观测值的测量作为到边缘的距离的函数，以及它与辐射转移建模的对抗，可能会给我们提供关于太阳大气的物理特性和从上面穿透色球层的相关波长的极紫外辐射量的宝贵信息。
