Context. Scattering and absorption processes in stellar atmosphere affect the center-to-limb variations of the intensity (CLVI) and the linear polarization (CLVP) of stellar radiation. Aims. There are several theoretical and observational studies of CLVI using different stellar models, however, most studies of CLVP have concentrated on the solar atmosphere and have not considered the CLVP in cooler non-gray stellar atmospheres at all. In this paper, we present a theoretical study of the CLV of the intensity and the linear polarization in continuum spectra of different spectral type stars. Methods. We solve the radiative transfer equations for polarized light iteratively assuming no magnetic field and considering a plane-parallel model atmospheres and various opacities. Results. We calculate the CLVI and the CLVP for Phoenix stellar model atmospheres for the range of effective temperatures (4500K - 6900K), gravities (log g = 3.0 - 5.0), and wavelengths (4000 - 7000 Å), which are tabulated and available at the Strasbourg astronomical Data Center (CDS). In addition, we present several tests of our code and compare our results with measurements and calculations of CLVI and the CLVP for the Sun. The resulting CLVI are fitted with polynomials and their coefficients are presented in this paper. Conclusions. For the stellar model atmospheres with lower gravity and effective temperature the CLVP is larger.
On the nature of off-limb flare continuum sources detected by SDO/HMI
太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪提供了对离临边耀斑发射的独特观测。白光（WL）的连续增强被检测到的Fe 6173 A线的“连续”通道在所观察到的耀斑的脉冲阶段。在本文中，我们的目标是确定辐射机制是负责这种增强被视为以上的肢体，在色球高度约1000公里或以下。使用一个简单的分析方法，我们比较了两个候选机制，氢复合连续（Paschen）和汤姆逊连续由于散射的磁盘辐射耀斑电子。这两种机制都依赖于电子密度，而电子密度通常在耀斑的脉冲阶段由于碰撞电离（由于电子束的热电离和非热电离）而增强。我们的结论是，电子密度高于$10^{12}$ cm $^{-3}$，Paschen复合连续显着占主导地位的汤姆逊散射连续，有一些贡献，从氢自由的发射。这进一步支持了详细的辐射流体动力学（RHD）模拟耀斑色球加热的电子束。我们使用RHD程序FLARIX计算了半圆环中耀斑加热的时间演化。临边上方的合成连续体结构类似于HMI检测到的临边外耀斑结构，即它们在临边上方的高度以及辐射强度。这些结果是一致的，最近的研究结果有关的氢巴耳末连续增强，这是清楚地检测到在磁盘耀斑的IRIS近紫外光谱仪。
Quiet Sun Center to Limb Variation of the Linear Polarization Observed by CLASP2 Across the Mg II h & k Lines
CLASP2（Chromospheric LAyer SpectroPolarimeter 2）探测火箭任务于2019年4月11日发射。CLASP2测量的四个斯托克斯参数的Mg II H & K光谱区域约2800埃沿200弧秒的狭缝在太阳盘面上的三个位置，实现了第一次空间和光谱分辨观测太阳偏振在这个近紫外区域。这里提出的工作的重点是中心到肢体的变化，这些共振线，这是由各向异性辐射在太阳大气中的散射产生的线性偏振。Mg Ⅱ h & k线的线偏振信号通过Hanle效应和磁光效应对从色球低层到高层的磁场敏感。我们比较观察到的理论预测从辐射转移计算在非磁化半经验模型，认为磁场和水平不均匀性需要解释所观察到的偏振信号和空间变化。这种比较是验证和完善我们对这些偏振特征的物理起源的理解的重要一步，也为未来通过紫外分光偏振法探测太阳高层大气磁场的太空望远镜铺平了道路。
The role of quantum interference and partial redistribution in the solar Ba II D2 4554 A line
4554 A处的Ba II D2线是一个很好的例子，其中由于奇数同位素产生的F态干扰效应产生的偏振分布与那些没有表现出F态干扰的偶数同位素的偏振分布非常不同。因此，有必要考虑不同同位素的贡献，以了解这条线的观测线性偏振分布。在本文中，我们提出了辐射转移模型与部分频率重分布（PRD），这是必不可少的模拟这条线。这是因为完全频率再分布（CRD）不能再现所观察到的机翼极化。我们提出了观察和计算的Q/I的配置文件在不同的肢体距离。理论廓线强烈依赖于临边距离（μ），而在其它μ位置，拟合临边观测的模式大气则失效。
Center-to-limb variations of solar active regions: Observations of spots, faculae, and network in the 6173 Å continuum
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲斯研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学系）；Evangelisches Gymnasium Kleinmachnow（克莱因马霍瑙福音中学）
Polarized lines of the second solar spectrum (SrI, SrII, CaI, BaII) observed at the Pic du Midi Turret Dome spectropolarimeter with the slit orthogonal to the limb
Observatoire de Paris, PSL Research University（巴黎天文台，PSL研究大学）
利用 Pic du Midi 光谱偏振仪观测太阳边缘附近的第二太阳光谱，通过 Hanle 效应解释，精确测量了 SrI、SrII、CaI、BaII 等谱线的线性偏振率 Q/I，用于研究宁静太阳中的弱湍流未解析磁场。
Hidden magnetic fields of the quiet Sun derived from Hanle depolarization of lines of the "second solar spectrum" at the limb from Pic du Midi observations
本研究基于2006年Pic du Midi观测的“第二太阳光谱”数据，通过Hanle退偏振测量宁静太阳隐藏磁场，获得13-25高斯的湍流磁场并发现其向临边递减，揭示高度梯度。
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. IV. Effect of small-scale magnetic flux concentrations on centre-to-limb variation and spectral lines
Continuum Foreground Polarization and Na~I Absorption in Type Ia SNe
我们提出了一个研究的连续偏振超过400- 600 nm范围内的19 Ia型SNe获得的FORS在VLT。我们把它们分成两类，一类是在宿主速度下显示Na I D线的，另一类是不显示Na I D线的。钠样品在最大光附近的连续偏振显示了很宽的值范围，从SN 2006 X这样的极端偏振情况到SN 2011 ae这样的几乎未偏振的情况。非钠样品通常显示出较小的极化值。钠样品在400- 600 nm范围内的连续偏振与波长呈线性关系，可用平均偏振度（P $_{\rm{mean}}$）表征。它的值跨越很宽的范围，并显示出与颜色，颜色过剩和消光在视觉波段的线性相关性。较大的色散相关性被发现与Na I D和Ca II H & K线的等效宽度，以及P $_{\rm{mean}}$和$R_{V}$之间的噪声关系，总的选择性消光比。红色SNe显示更强的连续偏振，具有更大的颜色过量和重叠。我们还证实，高连续极化与小值的$R_{V}$。消光和偏振--以及偏振角--之间的相关性表明，尘埃偏振的主要部分是在宿主星系的星际区域中留下的印记。我们发现，Na I D线的前景物质在SN主机通常与非星系ISM，挑战典型的假设前景星际极化模型。
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light
Center-to-limb variation of spectral lines and continua observed with SST/CRISP and SST/CHROMIS
谱线和连续谱的中心-边缘变化（CLV）观测为太阳和恒星大气结构和谱线形成模型的准确性提供了很好的检验。它们也被广泛用于限制元素丰度，并在系外行星的大气研究中变得越来越重要。然而，只有少数这样的数据集存在的色球线。我们的目标是创建一套标准的配置文件，通过镶嵌与CRISP和CHROMIS仪器的瑞典1米太阳望远镜（SST），以及探索使用这种方法获得的配置文件的鲁棒性。对于每条谱线，我们使用从中心到边缘的马赛克。这些马赛克中的每一个被平均为50个单独的光谱轮廓，在$μ$尺度中间隔0.02。这些配置文件进行校正的p-模式振荡，和他们的线参数（等效宽度，线位移，半高全宽，和线深度），然后与文献值进行比较，在可能的情况下。我们提出了一套50平均配置文件，是等距沿余弦日心角（$μ$），对于4001和7772 nm之间的五个连续点以及SST上最常观察到的十条谱线，步长为0.02（Ca II H & K、H $β$、Mg I 5173 Mg、C I 5380 Mg、Fe I 6173 Mg、Fe I 6301 Mg、H $α$、O I 7772 Mg和Ca II 8542 Mg）。中心到肢体的变化线的轮廓和连续的共享在CDS的机器可读的表格，提供了定量约束的理论模型，旨在模拟恒星大气。
我们提出了多个分光偏振观测附近的Ia型超新星SN 2011 fe在M101，获得之前，期间和之后的最大视亮度的时间。SN 2011 fe在连续谱线和强吸收线上都表现出随时间变化的极化。在所有的历元，红色波长表现出0.2%-0.4%的连续偏振度，可能表明电子散射光球的持久不对称性。然而，跨Si II 6355吸收线的偏振度从一个时期到另一个时期变化很大。在最大值之前，Si II 6355在与偏振连续区相同的位置角（PA）处显示出增强的偏振。然而，在接近最大值的两个时期，Si II 6355的吸收具有较低的偏振度，其PA与连续谱相差90度。在最大值之后，吸收特征具有与相邻连续谱相同的偏振度和PA。蓝色的另一个吸收特征（Si II 5051或与Fe II线的混合物）显示出定性的类似变化，尽管这些变化在时间上转移到更早的时期。这种行为类似于宽吸收线类星体中的现象，在宽吸收线类星体中，吸收特征中的偏振被解释为吸收一些非偏振连续通量的线。这种行为，随着90度的偏移的偏振PA随时间的推移，意味着一个时间依赖的大尺度的不对称性的爆炸。
On the center-to-limb variations of the He I 10830 Å triplet
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿佩尔天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna, Departamento de Astrofísica（拉帕拉大学天体物理学系）
本研究利用高分辨率光谱观测分析了He I 10 830 Å三重线及邻近Si I线的中心到边缘变化，发现He I线光学深度增加、红分量反转蓝移，而Si I线表现出更典型的光球线特征。
