在一般Hanle-Zeeman区域中部分频率重分布的共振线极化的转移

色球谱线中Hanle和Zeeman合成偏振的时空演化

Spatio-temporal evolution of Hanle and Zeeman synthetic polarization in a chromospheric spectral line

由于太阳色球层的快速演化，如果不考虑其偏振光的时间变化，就不能可靠地推断其磁场。由于技术问题（例如，缺乏时间分辨率或时间相关的MHD太阳模型）和/或因为许多偏振测量显然可以在没有动力学的情况下解释。在这里，我们表明，时间演化是关键的解释谱线散射偏振，因为它的灵敏度迅速变化的物理量和信号的可能性，在扩展的时间积分消除和衰减。为了研究时变磁场和运动学的联合作用，我们求解了时变三维R-MHD太阳模型中的第二类1.5维NLTE问题，并综合了色球λ4227谱线前向散射中的Hanle和Zeeman偏振。我们发现，安静的太阳偏振振幅取决于运动学产生的信号增强的周期性和光谱相干性，但大得多的线性偏振信号应该存在于整个太阳盘的短积分时间。偏振的光谱形态被讨论为汉勒，塞曼，动力学效应和部分再分布的组合。我们通过在不同的时空分辨率下对我们的狭缝时间序列进行降级和表征，为观测提供了物理参考。讨论了这些结果对解释太阳第二光谱和研究太阳大气加热的意义。

近肢体Zeeman和Hanle诊断

Near-Limb Zeeman and Hanle Diagnostics

“弱”磁场诊断在明亮的太阳盘面附近的微弱物体的非对象的签名，特别是在望远镜的杂散光的水平方面进行了讨论。在0.5-，1.6-和4米的入口孔径的衍射引起的杂散光的计算依赖性。比较了折射式和反射式一次光学系统对微粗糙度的要求。减少杂散光的几种方法（的Lyot coronagraphic技术，在焦平面和出瞳平面，切趾在一个特殊的掩模的入口孔径平面的多级切趾），并减少随机和系统误差的注意。对于信噪比大于3的V形轮廓记录，估计望远镜中杂散光的可接受水平。指出了临色球磁测量的前景。

多维介质中极化线的形成。III。部分频率重分布下的Hanle效应

Polarized Line Formation in Multi-Dimensional Media.III. Hanle Effect with Partial Frequency Redistribution

在前两篇论文\citet{anuknn11}和\citet{anuetal11}中，我们求解了多维几何中的极化辐射转移（RT）方程，并将部分频率再分布（PRD）作为散射机制。在这两篇论文中，我们假设瑞利散射是线性偏振（$Q/I, U/I$）的唯一来源。在本文中，我们扩展了这些以前的工作，包括弱定向磁场（汉勒效应）的影响线散射。我们推广的不可约球张量$\mathcal{T}^K_Q$，在\citet{anuknn11}，RT与汉勒效应的情况下，Stokes矢量分解的技术。在\citet{anuetal11}中发展的一种快速迭代解法（基于稳定预处理双共轭梯度法），现在推广到三维磁化介质中RT的情况。我们使用有效的短特征形式的多维介质的解决方案，适当地推广到目前的情况下。（1）一维介质中的出射$(I, Q/I, U/I)$剖面与多维介质中的出射、空间平均剖面的比较表明，在空间分辨结构中，一维假设会导致线偏振的较大误差，特别是在线翼中。(2)在半无限非磁性介质中的多维RT导致了强烈的空间变化的紧急$(Q/I, U/I)$配置文件，这是更明显的线翼。(3)弱磁场的存在通过产生其幅度的显著变化来修改线芯中的出射$(Q/I, U/I)$轮廓的空间变化。

Spectral lines in FUV and EUV for diagnosing coronal magnetic field

The diagnostic capabilities of spectral lines in far ultraviolet (FUV) and extreme ultraviolet (EUV) wavelength range are explored in terms of their Hanle and Zeeman sensitivity to probe vector magnetic field in the solar corona. The temperature range covered is log$_{10}(T)=5.5-6.3$. The circular polarization signal due to longitudinal Zeeman effect is estimated for spectral lines in the wavelength range of 500 to 1600 Å. The Stokes $V/I$ signal for a FUV line is found to be in the order of 10$^{-4}$ for a longitudinal field strength of 10 Gauss, which further reduces to 10$^{-5}$ for wavelen…

太阳动力学在色球汉勒偏振中的关键作用

The key role of solar dynamics in the chromospheric Hanle polarization

偏振光的量子理论允许人们模拟太阳大气中的散射，以推断其性质。这种强有力的方法揭示了太阳物理学中两个长期存在的关键问题：理论和观测之间的困惑在几个偏振谱线和推断无处不在的弱色球磁场的需要，这需要区分动态光学厚等离子体中的汉勒效应。然而，始终存在的动态，即，加热和宏观运动的时间演化在建模和解释散射偏振时被广泛忽略。这阻碍了一个一致的理论解决方案的难题，而伪造的汉勒诊断。在这里，我们表明，动态演化是解决这两个问题的关键，因为它的系统的影响，允许从“异常”的瞬时偏振信号的观测解释。进化占，我们再现的振幅和（光谱和空间）形状的钙I 4227 A偏振在太阳盘中心，确定一个限制性的安排磁场，运动学，加热，和时空分辨率。我们发现，动力学，汉勒效应，和低时间分辨率的联合行动模仿塞曼线性偏振配置文件，真正的弱场塞曼信号可以忽略不计。我们的研究结果允许重新解释太阳光谱的许多偏振信号，并支持随时间变化的散射偏振作为一个强大的工具，用于破译色球加热和字段的时空分布。这种方法可能是一个关键的援助，在发展汉勒诊断太阳大气。

Hanle rotation signatures in Sr I 4607 Å

Observations of scattering polarization and the Hanle effect in various spectral lines are increasingly used to complement traditional solar magnetic field determination techniques. One of the strongest scattering polarization signals in the photosphere is measured in the Sr I line at 4607.3 Å when observed close to the solar limb. Here, we present the first observational evidence of Hanle rotation in the linearly polarized spectrum of this at several limb distances. We observed with the Zurich IMaging POLarimeter, ZIMPOL, at the IRSOL observatory, with exceptionally good seeing conditions, al…

Ca i 4227谱线前向散射Hanle效应的观测

Observations of the forward scattering Hanle effect in the Ca i 4227 Å line

色球磁场是出了名的难以测量。色球谱线很宽，而磁场则产生微小的塞曼效应偏振。前向散射Hanle效应提供了一个有希望的诊断替代方案，它可以记录在色球线，如He i 10830和Ca i 4227线。利用IRSOL天文台的ZIMPOL偏振仪对太阳盘中心附近的Ca i 4227线上的Stokes矢量进行了偏振光谱观测，发现了一些有趣的前向散射Hanle效应特征，并成功地用偏振辐射转移进行了模拟。在这里，我们专注于观测方面，而一个单独的配套文件涉及的理论建模。

在存在磁场时J态干涉的极化线形成：碰撞频率再分布的启发式处理

Polarized line formation with J-state interference in the presence of magnetic fields: A heuristic treatment of collisional frequency redistribution

本文导出了包含精细结构谱线间J态干涉的二项原子谱线散射的部分频率重分布矩阵的表达式。碰撞（弹性和非弹性）和外部磁场的散射过程的影响被考虑在内。较低的一项被假定为非极化和无限尖锐。线性塞曼制度中的塞曼分裂是远远小于精细结构分裂被认为是。在我们的处理中包括了不同层次之间的非弹性碰撞率。我们考虑了高阶精细结构态之间的碰撞耦合引起的退偏振，而忽略了精细结构态之间的偏振转移。当精细结构分裂为零时，我们恢复了代表二能级原子（仅表现出m态干涉--即Hanle效应）上散射的再分布矩阵。讨论了散射原子的多极指数通过碰撞分支比进入再分布矩阵表达式的方式。重新分配矩阵的属性进行了探索，为一个L=0到1到0的散射过渡与S=1/2（一个假设的双峰中心在5000和5001）的单散射过程。此外，一种方法求解Hanle辐射转移方程的两项原子存在的碰撞，PRD，和J-态干涉。本文计算了等温常物性介质中的Stokes剖面。

Hanle效应作为恒星包层磁场的诊断。第五章开普勒的细线

The Hanle Effect as a Diagnostic of Magnetic Fields in Stellar Envelopes. V. Thin Lines from Keplerian Disks

本文主要研究磁化圆盘中共振散射线的偏振特性。考虑开普勒平面圆盘的光学细线。针对轴向场的简单场拓扑计算模型线轮廓（即，垂直于盘平面）和环形场（即，纯方位角的）。基于斯托克斯Q-U图，提出了一种分辨圆盘中场强和几何形状的方法，该方法用于测量由圆盘旋转而多普勒展宽的线轮廓上的偏振。讨论了磁旋转不稳定性（MRI）的磁化磁盘的汉勒效应。假设MRI具有混合矢量场取向的趋势，则可能难以检测具有纵向塞曼效应的盘场，因为圆偏振信号的幅度与观察者方向上的净磁通量成比例。汉勒效应不会受到这种阻碍，因此可以使用多线分析来约束由MRI主导的磁盘中的场强。

非常平静的太阳磁性的统计分析

Statistical analysis of the very quiet Sun magnetism

观测到的偏振振幅的行为与空间分辨率是一个强有力的约束的性质和组织的太阳磁场低于分辨率限制。我们研究了偏振的非常安静的太阳在不同的空间分辨率使用地面和空间为基础的观测。结果表明，80%的观测到的偏振信号不随空间分辨率的变化，这表明，在观测上，非常安静的太阳磁性保持不变，尽管空间分辨率高的天基观测。我们的分析还揭示了一个级联的空间尺度的磁场内的分辨率元素。这表明塞曼效应对通常与汉勒诊断相关联的微湍流场是敏感的。这表明塞曼和汉勒的研究显示了相同磁性的互补观点。

Ca { \sc i} 4227线翼散射极化空间变化的起源

Origin of spatial variations of scattering polarization in the wings of the Ca {\sc i} 4227 Åline

由相干散射产生的偏振可以通过Hanle效应由磁场修改。根据标准理论，汉勒效应应该只在谱线的多普勒核心中起作用，而不在机翼中起作用。相反，我们在Ca { \sc i} 4227线的散射偏振的观察揭示了整个远线翼的散射偏振的空间变化的存在。这就提出了一个问题，即观察到的机翼极化的空间变化是否有磁性或非磁性的起源。如果弹性碰撞能够引起足够的频率重新分布，使Hanle效应在机翼中有效，而不引起过度的碰撞去极化，那么磁源是可能的，正如最近关于磁场中相干散射的部分频率重新分布的理论所建议的那样。为了模拟机翼极化，我们应用了一个扩展版本的技术的基础上的“最后散射近似”。该模型在再现观测到的斯托克斯$Q/I$偏振（平行于最近的太阳边缘的线性偏振）方面非常成功，包括翼偏振最大值和多普勒核心周围最小值的位置，但它未能再现观测到的翼偏振在频率重新分布的磁场效应方面的空间变化。这个零结果点在一个非磁性起源的方向上的局部不均匀性（变化的碰撞去极化，辐射场各向异性，并从一个平面平行的大气分层的偏差）。

一种求解角度相关Hanle散射问题的有效分解技术

An efficient decomposition technique to solve angle-dependent Hanle scattering problems

Hanle散射是研究太阳弱磁场的重要诊断工具。部分频率重分布（PRD）是解释强共振线中观察到的线性极化所必需的。通常，角平均PRD函数用于分析线偏振。然而，它是建立的角度依赖PRD功能往往是必要的解释极化配置文件中形成的弱磁场的存在。我们的目的是提出一种有效的分解技术，和数值方法来解决有关的角度相关的线传输问题。与标准的斯托克斯分解技术，我们采用傅立叶展开的出射方位角，以更方便的形式表示，角度相关的PRD函数的汉勒效应。它允许使用角度依赖的频域的Bombery来解决汉勒传输问题。这种方法是自洽和准确的最近的方法相比，角度平均频域被用来解决同样的问题。我们表明，它是必要的，而不是角度平均频域的角度相关的频域，以解决汉勒传输问题准确，特别是对于斯托克斯U参数。以板状大气中垂直磁场作用下的线传输为例，强调了使用角度相关畴的重要性。我们还研究了微湍流磁场存在时极化线的形成情况。角平均和角相关的解决方案之间的差异是增强的存在下的微湍流场。

4227埃Ca I共振线散射偏振翼的磁光效应

Magneto-optical effects in the scattering polarization wings of the Ca I resonance line at 4227 angstroms

在4227埃处的Ca I共振线中由散射过程产生的线性偏振图案是探测太阳大气的有价值的观测。通过Hanle效应，非常显著的Q/I和U/I线中心信号对较低色球层中强度大约在5和125 G之间的磁场的存在敏感。另一方面，部分频率再分布（PRD）在Q/I分布的翼部中产生相当大的信号，这一直被认为对磁场的存在不敏感。有趣的是，对这条线的新观察揭示了一个令人惊讶的行为：U/I轮廓的翅膀中完全出乎意料的信号以及Q/I和U/I的翅膀中的空间变异性。在这里，我们表明，磁光（MO）条款的斯托克斯矢量传输方程产生相当大的信号在翅膀的U/I和一个明确的灵敏度的Q/I和U/I翅膀光球磁场的存在下，具有类似的强度，产生汉勒效应的线芯。这种对散射过程和Hanle效应及Zeeman效应共同作用的辐射转移研究，将有助于发展更可靠的探测恒星大气磁性的技术。为此，我们现在可以利用塞曼效应产生的圆极化，Q/I和U/I翼中上述MO效应引起的磁灵敏度，以及线芯中的Hanle效应。

活动区细丝可能具有弱磁场

Active region filaments might harbor weak magnetic fields

最近的分光偏振观测活动区灯丝揭示了典型的强场塞曼制度的签名偏振配置文件。一些作者随后指出，这些观测结果中明显缺乏散射偏振和汉勒效应特征。这被解释为混合的“湍流”场分量的签名或作为光学厚度的结果。在这篇文章中，我们提出了一个自然的方案来解释这些塞曼只有光谱偏振观测活动区细丝。我们提出了一个双组分模型，一个在另一个之上。两个分量都具有水平场，它们之间的方位角差接近90度。位于大气中较低的分量被600 G量级的强场渗透，而上部分量具有10 G量级的弱得多的场。随后的散射偏振信号的各个组件有相反的符号，使其沿视线的组合减少-甚至可以抵消-汉勒签名，从而产生一个明显的只有塞曼配置文件。该模型也适用于其它色球层结构的吸收活动区以上。

TIC: A Stokes inversion code for scattering polarization with partial frequency redistribution and arbitrary magnetic fields

We present the Tenerife Inversion Code (TIC), which has been developed to infer the magnetic and plasma properties of the solar chromosphere and transition region via full-Stokes inversion of polarized spectral lines. The code is based on the HanleRT forward engine, which takes into account many of the physical mechanisms that are critical for a proper modeling of the Stokes profiles of spectral lines originating in the tenuous and highly dynamic plasmas of the chromosphere and transition region: quantum level population imbalance and interference (atomic polarization), frequency coherence eff…

Ultraviolet Spectropolarimetry: Investigating stellar magnetic field diagnostics

Magnetic fields are important for stellar photospheres and magnetospheres, influencing photospheric physics and sculpting stellar winds. Observations of stellar magnetic fields are typically made in the visible, although infrared observations are becoming common. Here we consider the possibility of directly detecting magnetic fields at ultraviolet (UV) wavelengths using high resolution spectropolarimetry, specifically considering the capabilities of the proposed Polstar mission. UV observations are particularly advantageous for studying wind resonance lines not available in the visible, but th…

色球层 Ca I 4227 Å 谱线中前向散射 Hanle 效应的精确 PRD 建模

Accurate PRD modeling of the forward-scattering Hanle effect in the chromospheric CaI 4227 Å line

本文评估了 CRD 和 PRD-AA 近似对色球层 Ca I 4227 Å 谱线前向散射 Hanle 效应偏振信号建模的适用性，发现二者显著低估线心偏振幅度，表明需采用角度依赖的 PRD 建模才能开发可靠的磁场诊断技术。

用多维辐射转移分析Ca { \sc ii} K线3933 μ m处的Hanle效应，

Multi-dimensional radiative transfer to analyze Hanle effect in Ca {\sc ii} K line at 3933 Å\,

太阳线偏振光谱（第二光谱）的辐射转移（RT）研究主要集中在谱线的形成上，目的是利用一维（1D）模式大气来了解太阳大气的垂直结构。线偏振线剖面观测中的空间结构建模需要求解多维（多维）偏振RT方程和通过磁流体动力学（MHD）模拟得到的太阳大气模型。本文的目的是用多维极化RT方法分析3933 nm的色球共振线Ca { \sc ii} K，同时考虑线散射中的Hanle效应和部分频率重分布。我们使用的大气层是由一个二维快照的三维MHD模拟的太阳光球，结合列的色球层中的一维大气。本文首次应用极化多维RT探测多维MHD大气色球谱线，并以PRD作为谱线散射机制。我们发现，MHD引起的水平不均匀性在低层的大气是负责强烈的空间不均匀性在机翼的线偏振配置文件，而使用水平均匀色球层（CNOC）产生空间均匀的线偏振的线芯。

Evidence for the Operation of the Hanle and Magneto-Optical Effects in the Scattering Polarization Signals Observed by CLASP2 Across the Mg II h and k Lines

Radiative transfer investigations of the solar Mg II h and k resonance lines around 280~nm showed that, while their circular polarization (Stokes V) signals arise from the Zeeman effect, the linear polarization profiles (Stokes Q and U) are dominated by the scattering of anisotropic radiation and the Hanle and magneto-optical (MO) effects. Using the unprecedented observations of the Mg II and Mn I resonance lines obtained by the Chromospheric LAyer Spectro-Polarimeter (CLASP2), here we investigate how the linear polarization signals at different wavelengths (i.e., at the center, and at the nea…

RH 1.5D：一个具有部分频率再分布和塞曼偏振的多能级辐射转移的大规模并行程序

RH 1.5D: a massively parallel code for multi-level radiative transfer with partial frequency redistribution and Zeeman polarisation

恒星大气三维磁流体动力学（MHD）模拟的出现引发了对有效的辐射转移代码来计算详细的合成光谱的需求。我们提出了RH 1.5D，一个大规模的并行代码的基础上的RH代码，并能够进行塞曼极化多层次的非局部化学平衡（NLTE）计算与部分频率重新分配的任意数量的化学物种。该代码计算光谱从3D，2D或1D大气模型上逐列（或1.5D）。虽然1.5D近似在非均匀环境中的非常强的线的核心中分解，但它仍然适用于大范围的场景，并且允许更快的收敛，对每个模拟列的迭代进行更精细的控制。该代码可以很好地扩展到至少数万个CPU核心，并且是公开可用的。在目前的工作中，我们简要介绍了它的内部工作，收敛优化策略，它的并行性，和一些可能的应用。

考虑PRD和J态干涉效应的H I和He II的Ly-alpha线的散射极化

The scattering polarization of the Ly-alpha lines of H I and He II taking into account PRD and J-state interference effects

最近的理论研究指出，H I和He II的Ly-alpha线的核心在观察太阳盘时应该显示可测量的散射偏振信号，并且通过Hanle效应，这种线性偏振信号的磁灵敏度适合于探索太阳过渡区的磁性。这种研究是在完全频率再分布（CRD）的限制下进行的，并且忽略了每条线的两个上J能级之间的量子干涉。在这里，我们放松这两个近似，并表明，部分频率再分布（PRD）和J-状态干涉的联合行动产生更复杂的分数线偏振（Q/I）的配置文件，在他们的翅膀大幅度。这种机翼偏振信号对大气模型的温度结构非常敏感，因此可以利用它们来约束太阳色球层的热特性。最后，我们表明，CRD的近似没有J-状态的干扰，但适合于估计的线，汉勒效应操作的核心中的线偏振信号的幅度。

太阳大气中Ca II共振线及次级线的磁灵敏度

The magnetic sensitivity of the Ca II resonance and subordinate lines in the solar atmosphere

研究太阳大气中Ca II共振线及次级线的磁灵敏度，通过分析不同磁场强度和方向对偏振剖面的影响，揭示Hanle和Zeeman效应的作用机制。

恒星光谱的合成偏振光谱

Synthetic polarimetric spectra from stellar prominences

在快速旋转的恒星中探测到的恒星磁场可以作为冷恒星日冕中磁性的探测器。我们已经合成的斯托克斯配置文件中产生的He I 10830和5876 A三胞胎在日珥围绕恒星旋转的时间演化。合成进行了HAZEL代码使用云模型，其中的突出的特点是位于一个固定的纬度和高度的板。它解释了散射极化和塞曼和汉勒效应。分析了几种不同日珥磁场强度和方向的情况。结果表明，当日珥在恒星盘外时，辐射特征在剖面上漂移。当日珥遮蔽恒星时，强度轮廓显示出吸收。由日珥引起的散射产生斯托克斯Q和U分布中的线偏振信号，当存在磁场时，该线偏振信号被汉勒效应修改。由于塞曼效应，当沿视线的磁场不为零时，Stokes V剖面显示具有非常低幅度的信号。估计的线偏振信号可能会被未来的分光偏振计MIRADAS检测到，将被附加到GTC望远镜。

太阳活动区暗条的磁场诊断

Magnetic field diagnostics of a solar active region filament

本研究通过光谱偏振观测和HAZEL反演，诊断了太阳活动区暗条的磁场结构，发现平均场强约101高斯且水平场平行于暗条轴，并揭示了类塞曼轮廓在光学厚区域的局限性，为未来辐射转移建模提供了方向。

根据Hanle效应和表面发电机模拟确定宁静太阳光球的磁化强度

Determining the Magnetization of the Quiet Sun Photosphere from the Hanle Effect and Surface Dynamo Simulations

安静的太阳光球的大部分被认为是显著磁化的，这是由于在亚分辨率尺度上普遍存在平均强度约<B>为100 G的缠结磁场。这一结论是通过详细的三维（3D）辐射转移模型的Hanle效应在Sr I 4607线，使用微湍流场近似，并假设的概率密度函数的磁场强度的形状是指数。在这里，我们放松这两个近似建模所观察到的散射极化的Hanle效应产生的磁场的三维光球模型产生的（国家的最先进的）磁对流模拟与表面发电机行动。我们发现，在Sr I 4607线中观察到的散射偏振振幅可以解释，只有在增强光球模型的磁场强度后，由一个相当大的比例因子，F=10，这意味着<B>= 130 G在上层光球。我们还认为，为了解释两个Hanle去极化的Sr I 4607线和塞曼信号中观察到的Fe I线，我们需要引入一个高度相关的比例因子，这样，随后<B>= 160 G在低光球和<B>= 130 G在上层光球。

未分辨光球中线性偏振随时间变化的行为及其在Hanle效应中的应用

Time-Dependent Behavior of Linear Polarization in Unresolved Photospheres, With Applications for The Hanle Effect

目的：本文扩展了以往的研究，在模拟时变线性极化由于轴对称磁场在旋转的恒星。我们使用汉勒效应来预测净线偏振的变化，并使用几何参数来概括这些结果的线性偏振由于其他机制。方法：在Lopez Ariste等人的工作基础上，我们使用简单的旋转恒星的解析模型，除了轴对称的磁场之外，这些旋转恒星都是对称的，来预测由于汉勒效应而引起的偏振光变曲线。我们强调的效果作为一个功能的观察倾斜度和场轴偏振的可变线偏振。最后，我们使用几何参数推广我们的结果从弱横向塞曼效应的线极化。结果：导出了斜置磁旋转器变偏振光变曲线的解析表达式，证明了斜置磁旋转器变偏振光变曲线是对称的。这适用于任何轴对称的场分布和相对于旋转轴的任意观看倾斜。结论：对于所考虑的情况，偏振变化的幅度由Hanle效应设定，但是偏振随相位的变化的形状在很大程度上取决于几何投影效应。我们的工作推广了Lopez Ariste等人的结果，因为球形恒星和轴对称场的假设是正确的，并提供了一种策略，从汉勒效应本身解释偏振光变曲线的角度分离的影响。

多维介质中极化线的形成。V.角度相关部分频率重新分布的影响

Polarized Line Formation in Multi-dimensional Media. V. Effects of Angle-Dependent Partial Frequency Redistribution

偏振辐射转移方程的求解是一个具有挑战性的问题。对太阳光谱中观测到的线性偏振强共振线进行建模通常需要求解一维（1D）或多维（多维）几何中的AD线传输问题。本文的目的是发展的AD PRD效应和多D传输效应的相对重要性，特别是他们的线偏振的综合影响的理解。这将有助于对第二太阳光谱（太阳的线性偏振光谱）进行定量分析。我们考虑非磁性和磁性介质。在本文中，我们减少了斯托克斯矢量传输方程到一个更简单的形式使用傅立叶分解技术的多维介质。本文还设计了一种快速数值方法来求解有关的多维传递问题。数值结果是一个二维介质具有中等的光学厚度（有效薄），并计算无碰撞的频率重新分布。结果表明，AD PRD效应是显著的，在对线偏振进行定量精细分析时不能忽略。这些影响被介质的有限维度（多维传输）加重。磁场的存在（汉勒效应）在相当大的程度上改变了这两种效应的影响。

On the (mis)interpretation of the scattering polarization signatures in the Ca II 8542 A line through spectral line inversions

Scattering polarization tends to dominate the linear polarization signals of the Ca II 8542 A line in weakly magnetized areas ($B \lesssim 100$ G), especially when the observing geometry is close to the limb. In this paper we evaluate the degree of applicability of existing non-LTE spectral line inversion codes (which assume that the spectral line polarization is due to the Zeeman effect only) at inferring the magnetic field vector and, particularly, its transverse component. To this end, we use the inversion code STiC to extract the strength and orientation of the magnetic field from syntheti…

对Solar色球隐磁现象的两点认识

Two Suggestions to See the Hidden Magnetism of the Solar Chromosphere

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。

一种对具有部分频率重分布的强共振线偏振信号进行建模的数值方法。在双项原子和平面平行大气中的数值应用

A numerical approach for modelling the polarisation signals of strong resonance lines with partial frequency redistribution. Numerical applications to two-term atoms and plane-parallel atmospheres

本文提出一种高效准确的无矩阵预处理数值策略，用于求解考虑角度依赖PRD效应和J态干涉的强共振线偏振辐射传输问题，并在1D半经验模型中验证了其速度与准确性。

太阳光谱偏振测量

Spectropolarimetry of solar prominences

在洛迦诺的格雷戈里-库德望远镜上，用ZIMPOL偏振计记录了大量的高精度全斯托克斯光谱偏振观测。观测技术使我们能够获得测量自由看到诱导虚假效应。仪器极化得到了很好的控制，并在数据分析中得到了考虑。我们提出了我们的观测结果，为上述每一条线。特别感兴趣的是，我们的大部分H α测量显示反对称的V的配置文件是一个特征签名的塞曼效应在日珥等离子体。一个斯托克斯反演技术的基础上的量子理论的汉勒和塞曼效应正在应用于观察到的斯托克斯分布在He-D3线，以获得信息的磁场矢量，限制日珥等离子体。

CRD极限在光球Sr I 4607 Å谱线散射偏振建模中的有效性

Validity of the CRD limit for modeling scattering polarization in the photospheric Sr I 4607 Å line

本研究评估了CRD极限在Sr I 4607 Å谱线散射偏振建模中的有效性，发现除弱偏振信号外CRD均适用，PRD效应仅在信号低于0.3%时显著。

The transfer of polarized radiation in resonance lines with partial frequency redistribution, J-state interference, and arbitrary magnetic fields. A radiative transfer code and useful approximations

We present the theoretical framework and numerical methods we have implemented to solve the problem of the generation and transfer of polarized radiation in spectral lines out of local thermodynamical equilibrium, while accounting for scattering polarization, partial frequency redistribution, J-state interference, and hyperfine structure. The resulting radiative transfer code allows modeling the impact of magnetic fields of arbitrary strength and orientation through the Hanle, incomplete Paschen-Back, and magneto-optical effects. We also evaluate the suitability of a series of approximations f…

多维介质中极化线的形成。IV。用傅里叶分解技术建立角相关部分频率重分布的传递方程

Polarized Line Formation in Multi-dimensional Media. IV. A Fourier Decomposition Technique To Formulate The Transfer Equation With Angle-Dependent Partial Frequency Redistribution

为了解释太阳大气中空间分辨结构中观测到的线偏振现象，必须求解多维几何中的偏振辐射转移（RT）方程。对于强共振线，部分频率重分布（PRD）效应也变得重要。在一系列的论文中，我们一直在调查的性质斯托克斯轮廓形成的多维介质中，包括PRD线散射。为了数值上的简单，到目前为止，我们把注意力限制在PRD函数的特殊情况下，它是在所有入射和散射方向上的平均值。在本文中，我们制定了极化RT方程在多维介质中，考虑到汉勒效应与角度相关的PRD函数。我们在这里推广到多维的情况下，傅立叶级数展开的角度依赖PRD函数最初开发的RT在一维几何的方法。我们证明了Stokes源矢量$\bm{S}=(S_I,S_Q,S_U)^T$和Stokes矢量$\bm{I}=(I,Q,U)^T$可以分别用无穷多个分量${\tilde{\bm{\mathcal{S}}}}^{(k)}$，${\tilde{\bm{\mathcal{I}}}}^{(k)}$，$k\in[0,+\infty)$展开.我们发现，组件${\tilde{\bm{\mathcal{S}}}}^{(k)}$成为独立的散射射线的方位角（$φ$），而组件${\tilde{\bm{\mathcal{I}}}}^{(k)}$仍然依赖于$φ$由于RT在多维几何的性质。我们还建立了${\tilde{\bm{\mathcal{S}}}}^{(k)}$和${\tilde{\bm…

H $α$散射极化对色球磁场的敏感性

On the Sensitivity of the H$α$ Scattering Polarization to Chromospheric Magnetism

一个特别有趣的线，用于探索安静的太阳色球层的物理条件是H $α$，但它的强度分布是磁不敏感和小的圆偏振签名产生的纵向塞曼效应主要来自底层的光球。在这里，我们表明，在H $α$的汉勒效应提供了定量信息的磁性安静的色球。为此，我们计算了出射散射极化对磁场扰动的响应函数。

CN紫系中Stokes矢量中心-边缘变化的NLTE模拟

NLTE modeling of Stokes vector center-to-limb variations in the CN violet system

太阳表面磁场与太阳活动的大部分现象有关，甚至控制着太阳活动的大部分现象。塞曼效应诊断允许仅测量类分形结构的磁场的一小部分。其余隐藏的磁场只能通过汉勒效应来访问。由于分子线在窄光谱区具有宽范围的磁灵敏度，因此非常便于应用Hanle效应诊断。利用安装在Istituto Ricerche Solari Locarno（IRSOL）45 cm望远镜上的Zurich成像偏振仪ZIMPOL II的紫外版，我们同时观测了CN B2-X2- X系统（0，0）和（1，1）波段的强度和线偏振中心到边缘的变化。在这里，我们提出了这些意见的分析。我们已经实现了相干散射的分子线到NLTE辐射转移代码。采用了分两步走的办法。首先，我们分别求解了统计平衡方程，并在忽略偏振的情况下计算了不透明度和强度。然后，我们使用这些量作为计算散射偏振和汉勒效应的输入。我们发现，在标准的一维建模框架中，不可能同时拟合不同肢角处的强度和偏振。由于缺乏辐射场各向异性，提供正确强度中心到边缘变化的大气模型不能拟合线性极化中心到边缘变化。我们必须通过特别引入的自由参数来增加各向异性。这使我们能够成功地解释我们的观察。我们讨论了可能的原因低估的各向异性的1D建模。

SolRaT：多项和多能级原子的极化谱线建模

SolRaT: polarized spectral line modeling with multi-term and multi-level atoms

SolRaT是一个开源Python工具，用于极化谱线建模，支持多项和多能级原子描述，通过精确对角化处理磁分裂，并验证了其准确性，以隔离项内磁混合效应。

Mg II在太阳色球层中共振线和从属线的磁敏感性

The magnetic sensitivity of the resonance and subordinate lines of Mg II in the solar chromosphere

我们进行了理论研究的偏振太阳Mg II的h-k的双重（包括其扩展的翅膀）和下属的UV三重态约280 nm。这些谱线具有很大的诊断意义，因为它们编码了从光球层上部到色球-日冕过渡区的太阳大气物理性质的信息。我们的研究是基于太阳大气宁静区和谱区一维模型中谱线偏振的辐射转移计算。我们的计算考虑了原子极化、量子能级干涉、频率重新分布和任意强度的磁场的综合作用。特别是，我们研究的灵敏度的紧急斯托克斯配置文件的变化，磁场通过塞曼和汉勒效应。我们还研究了色球等离子体动力学对出现的斯托克斯轮廓的影响，考虑到在h-k共振跃迁的角度依赖的频率重新分布。这里提出的结果是在太阳紫外光谱的这一重要区域的分光偏振观测的解释感兴趣。

Master equation theory applied to the redistribution of polarized radiation in the weak radiation field limit. VI. Application to the Second Solar Spectrum of the Na I D1 & D2 lines: convergence

This paper presents a numerical application of a self-consistent theory of partial redistribution in non-LTE conditions, developed in previous papers of the series. The code was described in a previous paper of this series. However, in that previous paper (number IV of the series), the numerical results were unrealistic. The present paper presents an approximation, which was able to restore the reliability of the outgoing polarization profiles. The convergence of the results is also proved. It is demonstrated that the step increment decreases like 1/N^a, with a > 1, so that the results series …

The effects of three-dimensional radiative transfer on the resonance polarization of the Ca I 4227 $\mathrm{Å}$ line

The sizable linear polarization signals produced by the scattering of anisotropic radiation in the core of the Ca I 4227 $\mathrm{Å}$ line constitute an important observable for probing the inhomogeneous and dynamic plasma of the lower solar chromosphere. Here we show the results of a three-dimensional (3D) radiative transfer complete frequency redistribution (CRD) investigation of the line's scattering polarization in a magneto-hydrodynamical 3D model of the solar atmosphere. We take into account not only the Hanle effect produced by the model's magnetic field, but also the symmetry breaking …

Mapping the hidden magnetic field of the quiet Sun

The Sun is the only star where we can resolve the intricate magnetism that all convective stars harbor. Yet, more than 99% of its visible surface along the solar cycle (the so-called quiet Sun) is filled with a tangled, unresolved magnetism. These "hidden" fields are thought to store enough magnetic energy to play a role in the heating of the Sun's outer atmosphere, but its field strength is still not constrained. Previous investigations based on the Hanle effect in atomic lines claim a strong magnetization of about 100 G, while the same effect in molecules show a factor of 10 weaker fields. T…

Evaluating the reliability of a simple method to map the magnetic field azimuth in the solar chromosphere

The Zeeman effect is of limited utility for probing the magnetism of the quiet solar chromosphere. The Hanle effect in some spectral lines is sensitive to such magnetism, but the interpretation of the scattering polarization signals requires taking into account that the chromospheric plasma is highly inhomogeneous and dynamic (i.e., that the magnetic field is not the only cause of symmetry breaking). Here we investigate the reliability of a well-known formula for mapping the azimuth of chromospheric magnetic fields directly from the scattering polarization observed in the \ion{Ca}{2}~8542~Å\, …

太阳磁场中矢量磁场的测量

Measuring vector magnetic fields in solar prominences

我们目前的分光偏振观测在他我1083.0 nm多重的一个静止的，树篱日珥。这些数据是用特内里费岛红外线偏振计拍摄的，该偏振计安装在位于西班牙加那利群岛特内里费岛天文台（Observatorio del Teide）的德国真空塔望远镜上。所观察到的He I圆偏振和线偏振信号分别由塞曼效应和原子级偏振和汉勒效应主导。这些可观测量对视场的每个空间点处的磁场矢量的强度和方向敏感。我们确定的磁场矢量的日珥应用HAZEL反演代码所观察到的斯托克斯轮廓。我们简要讨论了检索的磁场矢量配置。

EIT波和冠状磁场诊断

EIT waves and coronal magnetic field diagnostics

利用塞曼效应和汉勒效应可以测量太阳低层大气中的磁场。而位于太阳表面上方的日冕磁场直接控制着太阳的各种喷发现象，用传统的测量方法无法精确测量。目前正在进行几种探测日冕磁场的尝试，如基于光球磁图的无力外推法、陀螺共振射电辐射和基于日冕中MHD波的日冕地震学。相对于局限于日冕环中的波，EIT波是唯一的全球尺度的波动现象，因此是日冕全球地震学的理想工具。在本文中，我们回顾了EIT波的观测和模拟，并说明如何将它们应用于探测日冕中的全球磁场。

离肢骨针的磁场

On the magnetic field of off-limb spicules

确定与太阳针状体有关的磁场对于开发这些等离子体射流的适当模型至关重要，这些等离子体射流被认为在色球层的热，动力和磁结构中起着关键作用。在这里，我们报告的磁特性的离肢针状体在一个非常安静的区域的太阳大气中，推断出新的光谱偏振观测的He I 10830 A三重态与特内里费岛红外偏振仪。我们已经使用了一种新的反演代码的斯托克斯配置文件所造成的联合行动的原子级极化和汉勒和塞曼效应（HAZEL）来解释的观察。在狭缝的非常局部的区域中检测到强至~ 40 G的磁场，这可能代表有组织的网络针状物的场强的可能较低值。

PORTA：用大规模并行计算机模拟谱线强度和偏振的三维多级辐射转移程序

PORTA: A three-dimensional multilevel radiative transfer code for modeling the intensity and polarization of spectral lines with massively parallel computers

解释太阳和其他恒星大气中产生的谱线辐射的强度和偏振需要解决一个非常复杂的辐射转移问题，特别是当主要兴趣在于模拟散射过程和汉勒效应和塞曼效应产生的谱线偏振时。其中一个困难是恒星大气中的等离子体可能是高度不均匀和动态的，这意味着需要解决现实的三维（3D）恒星大气模型中偏振辐射的产生和传输的非平衡问题。在这里，我们提出PORTA，一个有效的多级辐射转移代码，我们已经开发的散射过程和汉勒和塞曼效应在三维模型的恒星大气中所造成的谱线偏振的模拟。数值方法的解决方案是基于非线性多重网格迭代法和一种新的短特征的斯托克斯矢量传输方程，使用单调Bézier插值正式求解器。因此，利用PORTA，在每个空间网格点处获得原子密度矩阵（其量化原子系统的激发态）的自洽值所需的计算时间与网格点的总数成线性比例。PORTA的另一个重要特点是其并行化策略，这使我们能够加快复杂的三维问题的数值解的几个数量级的顺序辐射转移的方法，鉴于其良好的线性缩放与可用的处理器的数量。PORTA程序还可以方便地用于求解多能级系统中非偏振辐射的简单三维辐射转移问题。

太阳针状体的磁场

The Magnetic Field of Solar Spicules

确定太阳针状体的磁场对于开发这些等离子体射流的适当模型至关重要，这些等离子体射流被认为在色球层的热，动力学和磁结构中起着关键作用。在这里，我们报告在一个非常安静的区域的离边太阳大气中的磁性针状物的属性，推断从新的光谱偏振观测HeI 10830 A三重态。我们已经使用了一种新的反演代码的斯托克斯配置文件所造成的联合行动的原子级极化和汉勒和塞曼效应（HAZEL）来解释的观察。在狭缝的非常局部的区域中明确地检测到强至40 G的磁场，这可能代表有组织的网络针状物的场强的可能较低值。

场取向超半影纤维的He I矢量磁测量

He I Vector Magnetometry of Field Aligned Superpenumbral Fibrils

在10830埃的中性氦三重态中，原子级极化和塞曼效应诊断原则上允许精细尺度色球纤维的全矢量磁力测量。我们提出了高分辨率的光谱偏振观测的superpenumbral纤维在He I三重态与足够的偏振灵敏度，以推断其完整的磁场几何形状。He I从设施红外分光偏振仪（FIRS）的观测与高分辨率的观测Halpha 6563埃和Ca II 8542埃谱线从干涉二维光谱仪（IBIS）从邓恩太阳望远镜在新墨西哥州配对。线性和圆偏振签名在他我三重测量和描述，以及分析与先进的反演能力的“汉勒和塞曼光”（HAZEL）建模代码。我们的分析提供了直接的证据，经常假设的场排列的原纤维结构。原纤维的投影角和推断的磁场几何形状在正负10度的误差内对齐。我们描述了这些功能，反映其与光球磁场的连通性的倾斜角的变化。在强黑子和弱斑斑的端点处，沿着单个纤维锚定的加速流（约40 m/s^2）的证据在一定程度上支持了磁虹吸流机制在逆埃弗谢德效应中的作用。然而，许多原纤维的外端点的连接性无法建立。

高空间分辨率太阳散射偏振观测

Observations of solar scattering polarization at high spatial resolution

微弱的、动荡的磁场被认为渗透了太阳光球层的大部分，但很难观测到，因为塞曼效应对它们几乎视而不见。汉勒效应，在适当的线上的散射偏振作用，原则上可以用作这些领域的诊断。然而，大多数弱，湍流场驻留在颗粒间通道的预测也构成了重大挑战，散射偏振观测，因为高空间分辨率通常是难以实现的。我们的目的是测量颗粒和颗粒间的散射偏振的差异。我们提出了各自的中心到肢体的变化，这可能会作为未来模型的输入。我们在不同的太阳临边位置与CN带滤波器的日野SOT宽带滤波成像仪，这代表了第一次散射偏振观测具有足够的空间分辨率，以辨别颗粒，进行全斯托克斯滤波偏振测量。Hinode-SOT提供了前所未有的空间分辨率和高偏振灵敏度。已知CN带具有显著的散射偏振信号，并且对汉勒效应敏感。我们将仪器偏振校准程序扩展到观测波长，并校正各种系统效应。颗粒的散射偏振（即，比非磁性像素的中值强度更亮的区域）显著大于颗粒间。我们推导出颗粒间（即，剩余的非磁性像素）对于0.2这些观测结果限制了MHD模型与CN带线形成、辐射各向异性和磁场方面的（极化）辐射转移的结合。

Measuring the magnetic origins of solar flares, CMEs and Space Weather

We take a broad look at the problem of identifying the magnetic solar causes of space weather. With the lackluster performance of extrapolations based upon magnetic field measurements in the photosphere, we identify a region in the near UV part of the spectrum as optimal for studying the development of magnetic free energy over active regions. Using data from SORCE, Hubble Space Telescope, and SKYLAB, along with 1D computations of the near-UV (NUV) spectrum and numerical experiments based on the MURaM radiation-MHD and HanleRT radiative transfer codes, we address multiple challenges. These cha…

太阳第二光谱Ba II D2 4554 A谱线量子干涉特征的模拟

Modeling the quantum interference signatures of the Ba II D2 4554 A line in the second solar spectrum

量子干涉效应在形成太阳谱线的线性偏振轮廓中起着至关重要的作用。在4554 A处的Ba II D2线是一个突出的例子，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没有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。在这里，我们做辐射转移建模与部分频率重新分布（PRD）的观测，同时占干扰效应和同位素组成。发现Ba II D2极化曲线强烈受PRD机制支配。我们展示了如何一个完整的PRD治疗成功地再现的意见，而完全的频率重新分配（CRD）单独未能产生偏振配置文件，有任何相似之处，与所观察到的。然而，我们也发现线中心偏振对模式大气的温度结构是敏感的。为了获得一个很好的拟合所观察到的斯托克斯Q/I分布的线中心峰，一个小的修改的WAX模型的大气是必要的，通过降低线形成层的温度。由于Ba II D2线的温度敏感性，它可能不是太阳色球层Hanle磁场诊断的合适工具，因为目前还没有直接的方法将温度和磁场效应相互分离。

任意强度磁场中极化线的形成：具有超精细结构分裂的二能级原子情形

Polarized Line Formation in Arbitrary Strength Magnetic Fields: the case of a two-level atom with hyperfine structure splitting

量子干涉效应与线散射中的部分频率再分布（PFR）一起在所谓的第二太阳光谱（太阳的线性偏振光谱）中产生微妙的特征。在任意强度磁场存在下，这些特征通过Hanle、Zeeman和Paschen-Back效应被修改。本文研究了磁化大气中考虑超精细结构分裂的二能级原子的散射和PFR效应的极化线形成问题。为此，我们将Sowmya等人（2014）推导的无碰撞PFR矩阵纳入偏振传输方程。我们应用散射展开法来求解这个传递方程。本文研究了PFR和Paschen-Back效应对一维等温平面大气中形成的偏振线轮廓的联合作用。为此目的，我们考虑Li 1，{ \sc i}和Na 1，{ \sc i}的D $_2$线的情况。

Pic du Midi炮塔穹顶的光谱偏振测量与太阳CaII K线的新观测

Spectro-polarimetry at the Pic du Midi Turret Dome and new observations of the solar CaII K line

该研究总结了Pic du Midi炮塔穹顶的光谱偏振测量方法，介绍了2003年以来各版本偏振计的光学性能，并展示了利用CaII K谱线分析太阳磁场的新结果。

宁静太阳光球中未分辨磁场的光谱偏振诊断

Spectropolarimetric diagnostics of unresolved magnetic fields in the quiet solar photosphere

在日出号太空望远镜发射前几年，一项基于原子和分子谱线中汉勒效应的研究表明，由于普遍存在平均强度为130 G的未分辨磁场，安静的太阳光球层的大部分被显著磁化<B>。有人还指出，这种“隐藏”场在太阳表面对流的粒间区域中一定比在颗粒区域中强得多，有人认为，这种未解决的磁场可能为理解太阳外层大气是如何被供能的提供线索。事实上，随之而来的磁能密度是如此重要，以至于使用对流速度（考虑上升的磁环）或阿尔芬速度（考虑由磁重联产生的阿尔芬波）的典型值1 km/s估计的能通量实际上比平衡色球能量损失所需的要大得多。在这里，我们提出了一个简短的审查，导致这样的结论的研究，重点是一个新的三维辐射转移调查，旨在确定安静的太阳光球的磁化强度从汉勒效应的Sr I 460，7 nm线和塞曼效应的FeI线。