新仪器提供矢量磁场和太阳等离子体视线速度的精确推断的能力，在很大程度上取决于所选测量的谱线对这些物理量的灵敏度。最近，人们对可见的斯托克斯轮廓提出了质疑，以提供一个明确的区分弱场和强场填充一小部分的观察区域。本文的目标是提供定性和定量的论据，帮助解决这一争论，因为几个采用可见线条的工具正在运作或计划在不久的将来。斯托克斯分布的灵敏度是通过响应函数计算的（例如，Ruiz Cobo & Del Toro Mesesta，1994年）。理论和经验证据收集有利于可见斯托克斯轮廓的可靠性。响应函数也用于估计观测中噪声引起的物理量的不确定性。一个有用的公式已被推导出来，考虑到测量技术（偏振测量，偏振效率，波长样品的数量），模型假设（自由参数的数量，填充因子），和辐射转移（响应函数）。我们的结论是，一个弱磁场的情况下，可以合理地区分与另一个强场，但类似的斯托克斯$V$振幅可见线，只要米尔恩-爱丁顿近似是足够好的描述太阳大气和偏振信号是至少三或四倍大于典型的均方根噪声的$ 10^{-3} I_{\rm c}$达到的观测。
英文摘要：
The ability of new instruments for providing accurate inferences of vector magnetic fields and line-of-sight velocities of the solar plasma depends a great deal on the sensitivity to these physical quantities of the spectral lines chosen to be measured. Recently, doubts have been raised about visible Stokes profiles to provide a clear distinction between weak fields and strong ones filling a small fraction of the observed area. The goal of this paper is to give qualitative and quantitative arguments that help in settling the debate since several instruments that employ visible lines are either operating or planned for the near future. The sensitivity of the Stokes profiles is calculated through the response functions (e.g. Ruiz Cobo & Del Toro Iniesta, 1994). Both theoretical and empirical evidences are gathered in favor of the reliability of visible Stokes profiles. The response functions are used as well for estimating the uncertainties in the physical quantities due to noise in the observations. A useful formula has been derived that takes into account the measurement technique (number of polarization measurements, polarimetric efficiencies, number of wavelength samples), the model assumptions (number of free parameters, the filling factor), and the radiative transfer (response functions). We conclude that a scenario with a weak magnetic field can reasonably be distinguished with visible lines from another with a strong field but a similar Stokes $V$ amplitude, provided that the Milne-Eddington approximation is good enough to describe the solar atmosphere and that the polarization signal is at least three or four times larger than the typical rms noise of $ 10^{-3} I_{\rm c}$ reached in the observations.
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
Long-term spectropolarimetric monitoring of the cool supergiant Betelgeuse
我们报告的长期监测冷超巨星参宿四，使用NARVAL和ESPaDOns高分辨率分光偏振计，分别安装在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台，法国）和加拿大-法国-夏威夷望远镜（莫纳克亚天文台，夏威夷）。数据集由圆偏振（斯托克斯V）和强度（斯托克斯I）光谱组成，收集于2010年至2012年之间。在这里，我们调查的时间演化的磁场，对流和温度在光球水平，使用同时测量的纵向磁场分量，核心发射的Ca II红外三重态，选定的光球线的线深比和径向速度的明星。
Short time scale spectral variability in the A0 supergiant HD92207 and the importance of line profile variations for the interpretation of FORS2 spectropolarimetric observations
Spectropolarimetric capabilities of Ca II 8542 A line
下一代空间和地面太阳飞行任务的目的是利用红外Ca II线和He I 10830 X线研究太阳色球层的磁性。前者似乎是研究太阳色球磁场分层及其与色球等离子体其它物理性质关系的最佳候选者。这项工作的目的是对Ca II 8542射电谱线的诊断能力进行详细分析，并预测即将到来的观测设施。我们研究的敏感性的钙II 8542线的扰动施加到参考半经验的一维模型大气的物理参数，使用响应函数，我们利用三维MHD模拟检查预期的极化信号为中等磁场强度。我们的研究结果表明，钙II 8542线是最敏感的$\log$ $τ=[0,-5.5]$之间的封闭层，在我们的模型大气中存在的物理条件下。另外，由于磁场线的垂直扩展，模拟磁通量管在其中心产生强的纵向信号，在其边缘产生中等的横向信号。因此，通过观察Ca II 8542超导线，我们将能够推断中等磁场区域的三维几何形状。
Diagnostic capabilities of spectropolarimetric observations for understanding solar phenomena I. Zeeman-sensitive photospheric lines
未来的地面望远镜将扩大我们在从近紫外到近红外的广泛波长范围内同时进行多线偏振观测的能力。这就产生了对比较候选谱线以建立最适合于每个观测目标的谱线的指南的强烈需求。我们的第一项工作集中在可见光和红外线的塞曼敏感光球线上。我们首先研究了他们的偏振信号和响应函数使用一维半经验的气氛。然后，我们研究了空间分布的线芯强度和线性和圆偏振信号，使用现实的三维数值模拟。我们对合成剖面进行了反演，并比较了输入和推断的大气之间高度相关的高度。我们还利用这个机会重新审视了我们在这些谱线上的原子信息，并计算了所有研究的谱线由于与中性氢原子碰撞而产生的增宽截面。结果表明，四条谱线在安静太阳和网络条件下脱颖而出：Fe I 5250.2，6302，8468和15648 A。前三条谱线在大气层较高处形成，最后一条谱线主要对光球层底部的大气参数敏感。然而，由于它们达到不同的高度，我们强烈建议使用前三个候选者中的至少一个与Fe I 15648 A线一起使用，以优化我们推断低层大气的热和磁性的能力。
A first look into the magnetic field configuration of prominence threads using spectropolarimetric data
我们显示了一个正在进行的调查，旨在确定配置的磁场向量的线程的一个静止的树篱日珥使用高空间分辨率的分光偏振观测在He I 1083.0 nm多重。数据包括一个静态的树篱日珥显示垂直线程的二维地图。这些观测是用特内里费岛红外线偏振计获得的，该偏振计安装在位于西班牙天文台的德国真空塔望远镜上。He I 1083.0 nm斯托克斯信号解释与反转码，它考虑到关键的物理过程，产生和/或修改圆和线性偏振信号在He I 1083.0 nm三重态：塞曼效应，各向异性辐射泵浦，和汉勒效应。我们目前的反演，即沿日珥和日珥线程的磁场矢量的强度和方向的初步结果。
Spectropolarimetric observations of an arch filament system with the GREGOR solar telescope
拱丝系统出现在活跃的太阳黑子群中，其中纤维结构连接相反磁极性的区域，与遵循极性反转线的活动区细丝形成对比。我们使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得了Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm三条谱线的全斯托克斯矢量。我们主要利用近红外钙线研究光球磁场和速度，利用氦线的线芯强度和速度研究色球等离子体。弓丝系统的单个纤维将太阳黑子与磁极性相反的斑块连接起来。这些斑块不一定与磁场最强的孔隙重合。相反，优选离极性反转线不远的区域。这些地区表现出中等速度的光球下行流，但显着更高的下行流高达30公里/秒的色球氦线。我们的研究结果可以解释与新出现的通量的物质沿着上升的通量管的场线向下流动，与早期的结果一致。
Spectropolarimetric Observations of an Arch Filament System with GREGOR
我们用GREGOR红外光谱仪观测了太阳黑子群中的一个拱丝系统。AFS位于负极性的领先黑子和形成黑子群后续部分的几个正极性孔之间。我们记录了这个区域的五次光谱偏振扫描。光谱范围包括Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm的谱线。在这项工作中，我们集中在硅线，这是形成在上层光球。用“基于响应函数的斯托克斯反演”程序对谱线轮廓进行反演，得到磁场矢量。视线速度的傅立叶相位法独立确定。最大速度被发现接近AFS纤维的末端。这些最大值相当于2.4公里/秒的孔隙旁边和4公里/秒的太阳黑子一侧。在下面的孔之间，我们遇到了一个负极性区域，该区域在五次扫描期间正在减少。我们解释说，新出现的积极通量在这方面抵消了负通量。总之，我们的研究结果证实了这种情况下，上升的磁通量管造成的AFS。
Spectropolarimetric analysis of an active region filament. II. Evidence of the limitations of a single component model
我们的目的是证明使用一个单一的组件模型来研究的磁场的活动区灯丝的局限性。为此，我们分析了偏振信号的He I 10830 A多重峰获得的红外光谱仪GRIS的格雷戈里望远镜（特内里费岛，西班牙）。在第一次分析的一般性质的灯丝使用Hazel的假设下，一个单一的组件模型的大气，在这第二部分中，我们把我们的注意力集中在所观察到的斯托克斯轮廓和签名，不能用这个模型来解释。我们已经发现了一个光学厚的灯丝，其中蓝色和红色分量在线性偏振中具有相同的符号，作为辐射转移效应的指示。此外，灯丝内部的圆偏振信号显示存在强磁场梯度。我们还表明，即使是具有如此高的吸收率的灯丝，仍然显示出由灯丝下方的磁场产生的圆偏振的特征。原因是谱线的吸收向机翼衰减得非常快，正好在圆偏振具有更大幅度的地方。为了区分这两种贡献，我们探索了双组分模型的可能性，但由于大量解与观察结果兼容，因此推论变得不可能克服。
The magnetic field configuration of a solar prominence inferred from spectropolarimetric observations in the He I 10830 A triplet
内容：通过解释谱线中的汉勒效应和塞曼效应，可以确定静止太阳黑子中的磁场矢量。然而，观测测量是稀缺的，缺乏高空间分辨率。目的：通过解释安装在泰德天文台的德国真空塔望远镜上的特内里费红外偏振计获得的He I 1083.0 nm三重态的分光偏振测量，确定沿静止日珥的磁场矢量配置。方法. He I 1083.0 nm三重态Stokes分布进行了分析，考虑到在这三重态的偏振信号的物理负责的反演代码。借助太阳动态观测台和日地关系观测台卫星进行的极紫外线观测，将结果纳入太阳背景。结果：对于最可能的磁场矢量配置，分析描绘了7高斯的平均场强。我们没有发现磁场强度的局部变化，只是平均而言，日珥体中的磁场强度低于日珥脚中的磁场强度，日珥脚中的磁场强度达到25高斯。相对于局部垂直线的平均磁场倾斜度为77度。磁场矢量与日珥主轴的锐角在左旋手征情况下为24度，在右旋手征情况下为58度。这些推论是在粗略的协议与以前的结果从较低的空间分辨率获得的数据分析。
New Observations of the Strongly Magnetic O-star NGC 1624-2 Reveal Its Magnetic South Pole
University of Delaware（特拉华大学）；National Research Council of Canada（加拿大国家研究委员会）；Central Michigan University（中密歇根大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）；California Lutheran University（加州路德大学）；Paris Observatory, PSL University, CNRS, Sorbonne University, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；Queen’s University（女王大学）
Diagnosis of Magnetic and Electric Fields of Chromospheric Jets through Spectropolarimetric Observations of HI Paschen Lines
磁场控制着太阳大气外层的等离子体动力学，而作用于穿过磁场的中性原子的电场使我们能够研究等离子体中中性原子和离子之间的动力学耦合。为了测量色球喷流的磁场和电场，2012年5月5日，利用日本飞田天文台的无顶太阳望远镜的分光偏振计观测了发生在太阳边缘的中性氢的帕邢系的全斯托克斯光谱。首先，我们只考虑了磁场对氢能级的能量结构和极化的影响，对斯托克斯光谱进行了反演。没有发现明确的证据表明，电场的影响，在所观察到的斯托克斯配置文件，然后，我们估计了这些领域的上限，通过计算的极化程度下的磁场配置在第一步中得到的，与额外存在的垂直（洛伦兹型）电场的强度变化。推断的磁场在天空平面（POS）上的方向大致与活动区域喷流和浪涌对齐，浪涌的磁场强度在10 G < B < 640 G的范围内。使用70，200，和600 G的磁场强度，我们得到的上限为可能的电场为0.04，0.3，和0.8 V/cm，分别。由于从洛伦兹电场的这些上限导出的中性氢原子穿过磁场的运动速度远低于由多普勒频移测量的垂直于磁场的等离子体的体速度，因此我们得出结论，中性原子在浪涌中必须高度冻结到磁场。
Chromospheric Flashes in a Solar Pore: Insights from Multi-line Spectropolarimetric Diagnostics
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；National Solar Observatory (NSO)（国家太阳天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere: I. Spectropolarimetric observations and simulations
我们研究了2009年7月发生在NOAA 11024中的颗粒大小的磁通量出现事件。这些观测是用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP分光偏振仪进行的，空间分辨率为0.14”。同时全斯托克斯观测的两个光球Fe I线在630.2 nm和色球Ca II 854.2 nm线，使我们能够详细描述整个太阳大气的出现过程。我们在这里报告的3D半球形气泡事件，而不是简单的磁足点，我们观察到复杂的半圆形脚跨越几个颗粒。在这些事件中最具特征的签名是在Ca II 854.2 nm线的翅膀上拍摄的滤光片中观察到一个黑暗的气泡。我们可以推断气泡是如何通过太阳大气层上升的，因为我们看到它从Ca II 854.2 nm的翅膀发展到核心。在光球层中，磁泡的平均向上多普勒速度为2 km/s。在大约3.5分钟内，它将行进约1100公里到达色球层中部，这意味着平均上升速度为5.2公里/秒。为了帮助解释的意见，我们进行了三维数值模拟的演变的水平，无扭曲的磁通量片注入对流区，使用彩虹代码。计算区域从对流层上部到日冕下部。在模拟的色球层中，上升的通量片产生一个大的、冷的、磁化的气泡。我们将这个气泡与观测到的气泡进行比较，发现非常一致，包括光球层和色球层中类似的场强和速度信号，温度赤字，上升速度，膨胀速度和寿命。
Neutral Helium Triplet Spectroscopy of Quiescent Coronal Rain with Sensitivity Estimates for Spectropolarimetric Magnetic Field Diagnostics
由于其极化性和磁场敏感性，以及中性氦在部分电离太阳环境中的作用，中性氦三重态（orthohelium）系统提供了重要的，但未充分利用，诊断太阳日冕雨。这项工作描述了在NOAA活动区12468冠状雨的离边观测，在他我10830 $Å$三重获得使用大规模MultipleXed成像光谱仪实验在邓恩太阳望远镜以及从美国宇航局的太阳动力学观测和界面区域成像光谱仪的同时观测。我们在IRIS 1400 $Å$和2796 $Å$通道以及He I 10830 $Å$中同时探测雨。所有通道之间存在的空间相干性与以前观测到的日冕雨的多热性质一致。通过自动探测确定的He I谱廓线的统计分析表明，He I谱线辐射平均为$10^{4}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ ;平均平移速度为70 km s $^{-1}$，多普勒宽度分布在10 km s $^{-1}$左右。基于这些结果，预期He I极化信号的前向模型使我们能够使用合成观测值和反演算法（包括适合散射角约束材料沿视线的位置）来估计即将到来的美国国家科学基金会的Daniel K. Inouye太阳望远镜。我们预测联合观测的He I 10830 $Å$和5876 $Å$多重，使用第一光仪器，将提供反向磁场错误的$\pm3.5$ G（$2σ$）的空间尺度的$0.5''$（$\sim360$公里）假设动态有限的积分时间…
Mapping the longitudinal magnetic field in the atmosphere of an active region plage from the inversion of the near-ultraviolet CLASP2.1 spectropolarimetric data
本研究利用 HanleRT 反演 CLASP2.1 近紫外 Mg II h & k 光谱偏振数据，绘制活动区谱斑与超半影的大气参数及纵向磁场，揭示二者加热机制的异同。
