Magnetic fields in turbulent, convective high-$β$ plasma naturally develop highly tangled and complex topologies---the solar photosphere being the paradigmatic example. These fields are mostly undetectable by standard diagnostic techniques with finite spatio-temporal resolution due to cancellations of Zeeman polarization signals. Observations of resonance scattering polarization have been considered to overcome these problems. But up to now, observations of scattering polarization lack the necessary combination of high sensitivity and high spatial resolution in order to directly infer the turbulent magnetic structure at the resolution limit of solar telescopes. Here, we report the detection of clear spatial structuring of scattering polarization in a magnetically quiet solar region at disk center in the Sr~{\sc i} 4607~Å~spectral line on granular scales, confirming theoretical expectations. We find that the linear polarization presents a strong spatial correlation with the local quadrupole of the radiation field. The result indicates that polarization survives the dynamic and turbulent magnetic environment of the middle photosphere and is thereby usable for spatially resolved Hanle observations. This is an important step toward the long-sought goal of directly observing turbulent solar magnetic fields at the resolution limit and investigating their spatial structure.
The impact of limited time resolution on the forward-scattering polarization in the solar Sr I 4607 Å line
理论研究预测，在Sr I 4607 A线的高时空分辨率观测必须显示出一个明显的散射偏振模式在太阳盘中心，这编码的信息未解决的磁性颗粒间光球等离子体。在这里，我们提出了一个有限的时间分辨率的影响，这种前向散射（盘中心）偏振信号的可观测性的研究。我们的调查是基于三维辐射转移计算的时间相关的磁对流模型的安静的太阳光球，考虑到各向异性辐射泵和Hanle效应。这种类型的辐射转移模拟在计算上是昂贵的，这就是为什么之前没有针对该谱线研究时间变化的原因。我们比较我们的理论结果与最近的盘中心过滤器偏振观测在Sr I 4607 A线，显示有很好的协议的偏振模式。我们还展示了我们可以期待在即将到来的丹尼尔K。Inouye太阳望远镜。
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。
Polarization Diagnostics Applied to Coronal Mass Ejections and the Background Solar Wind
National Center for Atmospheric Research（国家大气研究中心）；Southwest Research Institute（西南研究所）；CIRES, University of Colorado（科罗拉多大学联合空间环境研究中心）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Boston College（波士顿学院）
Inferring Solar Magnetic fields From the Polarization of the Mg II h and k Lines
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Consejo Superior de Investigaciones Cientı́ficas（西班牙高等科学研究理事会）
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。
Thomson scattering above solar active regions and an ad-hoc polarization correction method for the emissive corona
汤姆逊散射光球光是低太阳日冕光谱连续体的主要组成部分，在光学波长下观察。被称为K-日冕，它也是线性偏振的。我们调查的可能性，使用先验的极化特性的K-电晕，连同极化发射线，测量和校正仪器引起的极化串扰。首先，我们在不可约球面张量形式下导出了非偏振光汤姆逊散射的斯托克斯参数。这允许前向合成的汤姆逊散射信号的更复杂的情况下，在入射辐射场，这可能会限制我们提出的技术的准确性的破坏功能。为此，我们利用先进的三维辐射磁流体动力学日冕模型。与Fe XIII 10746埃发射线中的合成偏振信号一起，我们发现在非去偏振光学系统的假设下，望远镜和仪器引起的偏振串扰的特设校正是可能的。
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。
Modeling the scattering polarization of the solar Ca i 4227 Å line with angle-dependent partial frequency redistribution
上下文在几个强共振线中观察到的散射偏振信号的正确建模需要考虑部分频率重分布（PRD）现象。目的。这项工作的目的是评估的影响和角度平均AA近似的有效性范围相对于一般的角度相关（AD）处理PRD效应在建模中的散射极化强共振线，重点是太阳Ca i 4227线。方法.在考虑PRD效应的非局域热力学平衡条件下，通过求解极化辐射的辐射转移问题，在具有任意磁场的静态一维半经验大气模型中模拟谱线偏振。这个问题是通过两个步骤解决的。在步骤1中，考虑多能级原子，仅针对强度求解问题。在步骤2中，解决的问题包括极化，考虑一个二能级原子与非极化和无限尖锐的低能级，并固定在步骤1中计算的低能级布居。结果对Ca i 4227双谱线的结果表明，Q/I和U/I机翼信号的AA和AD计算之间具有良好的一致性。然而，AA计算揭示了一个人为的低谷线芯峰的线性偏振配置文件，而AD计算显示出一个尖锐的峰与观测一致。结论. PRD效应的AD处理对于正确地模拟Ca i 4227线的散射偏振信号的线芯峰是必不可少的。相比之下，在所考虑的静态情况下，AA近似似乎是合适的模型的机翼散射偏振波瓣和它们的磁灵敏度，通过磁光效应。
ZIMPOL detects scattering polarization in He I D$_3$ during a solar flare
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学信息学院阿尔多和切莱·达科太阳研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Astronomical Institute of the Academy of Sciences, Ondřejov, Czech Republic（捷克科学院天文台奥恩杰约夫研究所）
研究首次在日耀斑中检测到 He I D₃ 线的线偏振，通过 ZIMPOL 极化仪分析偏振变化与等离子体速度演变，发现散射偏振可能由各向异性辐射泵浦引起。
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。
