太阳磁场在出射的谱线辐射的偏振特征中留下了它们的指纹。这是通过各种相当不熟悉的物理机制发生的，而不仅仅是通过塞曼效应。特别是，磁场修改原子水平的偏振（人口不平衡和量子相干性），各向异性辐射泵浦过程中诱导的原子和分子的太阳大气。有趣的是，这种所谓的汉勒效应使我们能够在现有仪器的限制下“看到”塞曼效应所看不到的磁场。在这里，我认为，IR三重态的钙II和He I 10830的三重态将是非常合适的选择，通过光谱偏振观测从未来的空间望远镜，如JAXA的SOLAR-C任务的太阳色球层的磁性调查。
英文摘要：
Solar magnetic fields leave their fingerprints in the polarization signatures of the emergent spectral line radiation. This occurs through a variety of rather unfamiliar physical mechanisms, not only via the Zeeman effect. In particular, magnetic fields modify the atomic level polarization (population imbalances and quantum coherences) that anisotropic radiative pumping processes induce in the atoms and molecules of the solar atmosphere. Interestingly, this so-called Hanle effect allows us to "see" magnetic fields to which the Zeeman effect is blind within the limitations of the available instrumentation. Here I argue that the IR triplet of Ca II and the He I 10830 Åmultiplet would be very suitable choices for investigating the magnetism of the solar chromosphere via spectropolarimetric observations from a future space telescope, such as JAXA's SOLAR-C mission.
Three-dimensional radiative transfer simulations of the scattering polarization of the hydrogen Ly$α$ line in a MHD model of the chromosphere-corona transition region
The Ly-alpha Lines of H I and He II: A Differential Hanle Effect for Exploring the Magnetism of the Solar Transition Region
He II在304 nm处的Ly-alpha谱线是空间望远镜窄带成像仪EUV通道的首选谱线之一，它提供了太阳外层大气的壮观强度图像。由于磁场信息被编码在谱线辐射的偏振中，因此研究来自太阳盘的He II线辐射是否可以被偏振以及其磁灵敏度是重要的。在这里，我们报告一些理论预测的散射过程中产生的线性偏振信号在这个强发射线的太阳过渡区，考虑到辐射转移和Hanle效应所造成的存在下，有组织的和随机的磁场。我们发现，分数偏振振幅是显着的（${\sim}1%$），即使当考虑波长积分信号。有趣的是，He II的Ly-alpha线的散射偏振开始对磁场强度B>100 G的Hanle效应敏感（即，对于1216欧姆的氢Ly-alpha线的Hanle饱和场的量级和大于Hanle饱和场的磁场强度）。因此，我们建议同时观测的散射极化在两个Ly-alpha线，以方便磁场测量在太阳色球层上部。即使是单独为He II 304谱线研制的窄带成像偏振计，对于探测太阳过渡区也已经具有很大的诊断价值。
The circular polarization of the Mn I resonance lines around 280 nm for exploring chromospheric magnetism
通过辐射转移模型研究了Mn I在279.56、279.91和280.19 nm处的共振谱线（以下简称UV多重峰）的圆偏振特性。2019年，CLASP2任务在太阳紫外线区域获得了前所未有的光谱偏振数据，包括Mg II h和k共振线和两条从属三重态的谱线，以及两条Mn I共振线。对这些数据的第一次分析，特别是那些对应于一个谱区的数据，允许从光球层到过渡区正下方的上色球层的纵向磁场的推断。这是通过将弱场近似应用于Mg II和Mn I线的圆偏振分布来实现的。虽然这种近似的Mg II线的适用性已经在以前的工作中证明，这是不是Mn I UV多重峰的情况。这些线被观察到作为Mg II h和k线之间的反射，其强度由其部分频率再分布效应形成的区域。此外，唯一的Mn I稳定同位素具有核自旋$I=5/2$，因此必须先验地考虑超精细结构。在这里，我们研究的产生和转移的强度和圆偏振的Mn I共振线占这些物理成分。我们分析了它们的灵敏度的磁场通过其响应函数，我们证明了弱场近似的适用性，以确定纵向分量的磁场。
Emergence of internetwork magnetic fields through the solar atmosphere
互联网（IN）磁场是高度动态的，短暂的磁性结构，填充在超颗粒细胞的内部。由于它们遍布太阳，这些小规模的场给太阳表面带来了大量的通量，因此也带来了能量。正因为如此，IN场对于理解安静的太阳（QS）磁性至关重要。然而，它们很弱，产生非常小的偏振信号，这就是为什么它们的特性以及对太阳大气能量学和动力学的影响知之甚少的原因。在这里，我们使用协调，高分辨率，多波长观测获得的瑞典1米太阳望远镜（SST）和\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）遵循的演变中的磁回路，因为它们出现到光球，到达色球层和过渡区。本文研究了总无符号磁通量为$1.9\times10^{18}$、$2.5\times10^{18}$和$5.3\times10^{18}$ ~Mx的三个磁通浮现事件。在\ion{Fe}{1} 6173\/和\ion{Mg}{1} b $_2$ 5173\/磁图中，可以清楚地看到出现的IN双极的足迹出现在光球层中，并穿过太阳大气层上升。我们在色球层\ion{Ca}{2} 8542线上进行的偏振测量首次提供了直接的观测证据，证明IN场能够到达色球层。此外，利用IRIS数据，我们还研究了这些弱场对色球层和过渡区加热的影响。
Chromospheric polarimetry through multi-line observations of the 850 nm spectral region
未来的太阳任务和地面望远镜的目标是了解太阳色球层的磁性。我们在Quintero Noda等人（2016）中进行了一项支持性研究，重点是红外Ca II 8542 A线，我们得出结论认为这是最佳候选者之一，因为它对从光球层到中间色球层的大范围大气高度敏感。然而，我们认为，值得尝试改进由这条线观察到的额外谱线产生的结果。在这方面，我们研究了邻近的太阳光谱，寻找能够增加对大气参数敏感性的谱线。有趣的是，我们发现了几个光球线，大大提高了光球的灵敏度磁场矢量。此外，它们位于靠近第二色球线，也属于钙II红外三重态，即钙II 8498 A线，并提高了在色球层的大气参数的灵敏度。我们的结论是，在Ca II 8542 A线附近的线，不仅增加了它的灵敏度，在所有层的大气参数，但它们也构成了一个很好的光谱窗口色球偏振测量。
The polarization signals of the solar K I D lines and their magnetic sensitivity
这项工作的目的是确定相关的物理过程中形成的强度和偏振模式的太阳K I D线通过光谱合成，特别强调的D2线。通过数值求解偏振辐射的辐射转移问题，并考虑太阳大气的一维半经验模型，得到了理论Stokes廓线。计算考虑了散射极化、部分频率再分布（PRD）效应、超精细结构（HFS）、J-和F-态干涉、多种同位素以及任意强度和方向的磁场。在忽略J态干涉和HFS的情况下，可以适当地建模两条D线的强度和圆偏振分布。磁像仪公式可以应用于这两条线，不包括HFS，以估计弱纵向磁场在较低的色球层。相比之下，建模其散射偏振信号需要包括HFS。D2散射偏振振幅被HFS强烈地去偏振，但它仍然是可测量的。如果不考虑PRD效应，散射偏振剖面将产生明显的误差。散射过程中的碰撞也有明显的去极化效应。最后，D2散射极化信号对强度在10 G左右的磁场特别敏感，并且强烈依赖于它们的取向。尽管如此，它的中心到肢体的变化相对于在肢体的幅度是很大程度上不敏感的场强和方向。这些发现突出了K I D 2线偏振对诊断太阳磁性的价值，并表明该线的线偏振和圆偏振信号分别主要对色球层下部和光球层上部的磁场敏感。
3D radiative transfer modeling of scattering polarization with partial frequency redistribution I. Verification and disk-center results for the solar Ca I 4227 Å line
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（瑞士意大利大学信息学院阿尔多和塞莱·达科太阳研究研究所(IRSOL)）；Euler Institute, Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（瑞士意大利大学信息学院欧拉研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Astronomical Institute ASCR, Ondřejov（捷克科学院天文研究所奥登焦夫分部）；AMCS, KAUST（KAUST应用计算数学中心）
本文通过TRIP软件验证了三维非本地热力学平衡辐射传输模型，研究了部分频率 redistribution和三维大气结构对太阳Ca I 4227 Å线盘中心散射偏振信号的影响。
Study of the polarization produced by the Zeeman effect in the solar Mg I b lines
下一代太阳观测站的目标是了解太阳色球层的磁性。因此，了解色球谱线的偏振特征至关重要。为此，我们在这里检查的三个夫琅和费镁Ⅰ b1，b2和b4线在5183.6，5172.7和5167.3 A，分别适用。我们首先描述了一个简化的原子模型，只有6个级别和3线跃迁计算的3 p-4s（多重态数2）的水平参与Mg I b线跃迁假设非本地热力学条件下，只考虑塞曼效应，使用无场近似的原子布居。我们测试这个简化的原子对更复杂的发现，虽然有不同的计算配置文件，它们是小的简单的原子提供的优势相比，在速度和鲁棒性。在比较了三条Mg I线之后，我们得出结论，最有能力的是b2线，因为b1形成于相似的高度，并且总是显示出较弱的偏振信号，而b4与光球线严重混合。我们还比较了Mg I b2与K I D1和Ca II 8542 A谱线，发现前者对后两条谱线所覆盖的高度之间的大气参数敏感。这使得Mg I b2成为未来多线观测的绝佳候选者，这些观测旨在无缝地推断太阳低层大气中不同特征的热和磁性。
Diagnosing the solar atmosphere through the Mg I b$_2$ 5173 Å line. II. Morphological classification of the intensity and circular polarization profiles
该研究基于瑞典1米太阳望远镜高分辨率观测，用欧氏距离分类 Mg I b$_2$ 的 Stokes I/V 轮廓，并结合 Fe I 双线全 Stokes NLTE/LTE 反演揭示温度极小区物理环境。
