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。
英文摘要：
Future ground-based telescopes will expand our capabilities for simultaneous multi-line polarimetric observations in a wide range of wavelengths, from the near-ultraviolet to the near-infrared. This creates a strong demand to compare candidate spectral lines to establish a guideline of the lines that are most appropriate for each observation target. We focused in this first work on Zeeman-sensitive photospheric lines in the visible and infrared. We first examined their polarisation signals and response functions using a 1D semi-empirical atmosphere. Then we studied the spatial distribution of the line core intensity and linear and circular polarisation signals using a realistic 3D numerical simulation. We ran inversions of synthetic profiles, and we compared the heights at which we obtain a high correlation between the input and the inferred atmosphere. We also used this opportunity to revisit the atomic information we have on these lines and computed the broadening cross-sections due to collisions with neutral hydrogen atoms for all the studied spectral lines. The results reveal that four spectral lines stand out from the rest for quiet-Sun and network conditions: Fe I 5250.2, 6302, 8468, and 15648 A. The first three form higher in the atmosphere, and the last line is mainly sensitive to the atmospheric parameters at the bottom of the photosphere. However, as they reach different heights, we strongly recommend using at least one of the first three candidates together with the Fe I 15648 A line to optimise our capabilities for inferring the thermal and magnetic properties of the lower atmosphere.
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。
Photospheric Magnetic Fields of the Trailing Sunspots in Active Region NOAA 12396
太阳磁场对太阳活动的各个方面都有影响。太阳黑子是太阳活动的主要表现形式。结合高分辨率和天气观测的目标是提供一个全面的描述太阳黑子的增长和衰变过程。活动区域NOAA 12396于2015年8月3日出现，并于2015年8月6日由1.5米的格里戈尔太阳望远镜观测到。用GREGOR红外光谱仪获得了光球Si I $λ$ 1082.7 nm和Ca I $λ$ 1083.9 nm谱线以及色球He I $λ$ 1083.0 nm三重谱线的高分辨偏振光谱数据。这些近红外分光偏振观测得到了太阳动力学观测台上日震和磁成像仪的天气视线磁图和连续图像以及大气成像组件的极紫外图像的补充。
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。
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。
建立了一个分光偏振性质接近于太阳光球磁亮点的磁流体静力学模型。太阳辐射磁对流模拟的结果被用来产生的磁场的垂直分量的空间结构。利用自相似条件重构了磁场的水平分量，并将磁流体静力平衡条件应用于标准光球模型中，其中嵌入了磁场。部分电离过程被认为是必要的重建正确的温度结构的模型。得到的结构与观测数据符合得很好。结合磁场的实际结构和宁静太阳光球层的温度结构，可以找到均分层以上的连续谱形成能级，并给出了波通过这种磁场结构传播的初步结果。的观测结果的振荡检查在连续强度和Fe I 6302磁敏感线。
Observations of the Joint Action of the Hanle and Zeeman Effects in the D2 Line of BaII
我们选择的高灵敏度光谱偏振观测在过去几年中获得的Ba II D2线与苏黎世成像偏振仪（ZIMPOL）连接到格雷戈里库德望远镜的IRSOL。测量数据是在靠近太阳边缘的几个磁场活动程度不同的区域收集的。我们观察到的斯托克斯轮廓显示了汉勒和塞曼效应联合作用的清晰特征，与理论预期非常好的定性一致。这条线的偏振测量表明，非常适合低太阳色球层的磁场诊断，从磁场强度低至1高斯的区域到具有KG磁场强度的强磁化区域。
A Statistical Comparison between Photospheric Vector Magnetograms Obtained by SDO/HMI and Hinode/SP
自2010年5月1日以来，我们已经能够（几乎）连续研究太阳中的矢量磁场，这要归功于两个天基天文台：太阳动力学天文台（SDO）和日出。两者都配备了能够测量光球线辐射的塞曼诱导偏振的斯托克斯参数的仪器。但是观测模式、谱线、空间、谱和时间采样，甚至用于从Stokes剖面恢复磁和热力学信息的反演代码都不同。我们将SDO上的HMI仪器观测到的矢量磁场与Hinode上的SP仪器观测到的矢量磁场进行了比较。本文给出了NOAA AR 11084的14幅图中本影区、半影区和谱斑区磁矢量分量之间的关系。重要的是，我们已经将SP数据转化为可观测的HMI，探索可能的影响，这两种仪器的不同操作模式，以及用于推断磁场的反演方案。假设的填充因子（包含塞曼签名的每个像素的分数）在导出的磁性中产生最显著的差异，特别是在谱斑中。光谱和角度采样具有第二大影响。我们建议在HMI和SP提供的数据中以相同的方式处理消歧。这将使从这些数据恢复的矢量磁场之间的关系更强，这将有利于同时或互补地使用两种仪器。
The polarization angle in the wings of Ca i 4227: A new observable for diagnosing unresolved photospheric magnetic fields
当在靠近太阳边缘的安静区域观察时，许多强共振线显示出明显的线性偏振信号，由散射过程产生，具有扩展的翼瓣。最近的研究表明，与以前认为的相反，翼瓣通过磁光（MO）效应对相对弱的纵向磁场的存在敏感。我们从理论上研究了钙I 4227线的散射极化翼的MO效应的敏感性，我们探索其诊断推断光球磁场的纵向分量的信息的潜力。我们计算的强度和偏振轮廓的Ca I 4227线的数值求解问题的偏振辐射的产生和传输下的非局部热力学平衡条件下的太阳大气的一维半经验模型，考虑到联合行动的Hanle，塞曼，和MO效应。我们认为体积填充磁场以及磁场占据一小部分的分辨率元素。与塞曼效应产生的圆偏振信号相比，我们发现Ca I 4227的散射偏振翼中的线偏振角通过MO效应不仅对光球磁场的通量，而且对磁场所占的分辨率元素的分数具有明显的敏感性。我们确定的强共振线的翅膀作为一个有价值的观察诊断未解决的磁场的线性偏振角。与对所观测的大气区域的磁通量和其他特性的信息进行编码的可观测量结合使用，它可以提供对磁场的填充因子的约束。
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）
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。
Magnetic and dynamical photospheric disturbances observed during an M3.2 solar flare
这封信报告了一组全斯托克斯光谱偏振观测在近红外He I 10830 A光谱区，涵盖前，耀斑，和耀斑后阶段的M3.2类太阳耀斑。该耀斑起源于2013年5月17日，属于活动区NOAA 11748。我们在耀斑中探测到强烈的He I 10830 A辐射。He I三重态的红色分量的峰值与连续谱的强度比约为1.86。在耀斑期间，He I Stokes V比通常较大的Si I Stokes V剖面大得多，并且出现反转。四个Stokes剖面的光球Si I反演揭示了以下几个方面：（1）耀斑相期间光球中的磁场强度比耀斑前相减小甚至消失。然而，这种下降并不是永久性的。在耀斑之后，磁场在短时间内恢复其耀斑前的配置（即，在耀斑后30分钟内）。(2)在光球中，在耀斑爆发之前，视线速度表现出规则的颗粒状向上和向下流动模式。在耀斑期间，上升气流（蓝移）控制着耀斑产生的区域。已分别推导出深光球层和高光球层中~ $10^{-3}$和~ $10^{-4}$ g cm $^{-2}$ s $^{-1}$的蒸发率，它们能在大约400秒内使色球层密度增加两倍。
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。
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。
Flare-induced changes of the photospheric magnetic field in a $δ$-spot deduced from ground-based observations
目的：据报道，起源于活动区NOAA 11865的$δ$黑子的M级耀斑的光球层中的磁场和视线速度的变化。研究方法：2013年10月15日，在特内里费岛的真空塔望远镜（VTT）上，利用特内里费岛红外偏振仪同时获得了两条光球谱线Fe I 10783和Si I 10786的高分辨率地基近红外光谱偏振观测。观测涵盖了M级耀斑的几个阶段。对这两条线的全斯托克斯矢量进行了反演，并使用太阳动力学天文台（SDO）的（极端）紫外线过滤图将结果纳入背景。结果：活动区在整个观测期内均表现出较高的耀斑活动。在M级耀斑之后，沿极性反转线（PIL）的纵向磁场没有表现出明显的变化。然而，一个约550 G的横向磁场的增强被发现，桥接PIL和连接在$δ$ -点的相反极性的本影。与此同时，SDO上的大气成像组件（AIA）的171张滤光片显示，日冕中出现了一个新形成的环系统。然而，我们不能排除本影之间的磁连接在M级耀斑之前就已经存在于高层大气中，并且只有在它充满热等离子体之后才变得可见。光球多普勒速度显示出持续的上升流模式沿PIL没有显着的变化，由于耀斑。结论：耀斑后磁场横向分量的增加以及日冕中新形成的环系统支持了最近对耀斑模型和耀斑观测的预测。
我们提出了新的光谱偏振观测的正常A型恒星织女星，在2010年夏天获得的NARVAL在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台）。这个新的时间序列由6个不同夜晚收集的615个光谱组成。我们使用最小二乘去卷积技术从每个光谱计算出信噪比接近20，000的平均线轮廓。在对所有615个偏振观测结果进行平均后，我们检测到一个圆偏振塞曼信号，其形状和振幅与我们先前在2008年和2009年观测到的信号一致。使用塞曼-多普勒成像技术重建的恒星表面磁几何与2008年和2009年获得的地图一致，表明织女星光球场的大多数可识别特征仅受到大规模表面流动（差异旋转或纬向环流）的微弱扭曲。
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（阿尔多和切莱·达科太阳研究所在（IRSOL），信息学院，瑞士意大利大学）；Euler Institute, Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（欧拉研究所，信息学院，瑞士意大利大学）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（高空观测站，美国国家大气研究中心）
针对散射偏振信号空间结构约束差的问题，利用DKIST的ViSP获得太阳盘中心附近Sr i 4607 Å线亚角秒散射偏振观测数据，验证其信号源自散射，首次提供亚角秒尺度光球散射偏振空间分辨二维图。
Strong Zeeman effects in the Fe I 5434.5 Å line observed in a sunspot on August 17, 2024
Institute of Physics of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院物理研究所）；Astronomical Observatory of the Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学天文台）
本研究通过Fe I等三条不同磁灵敏度谱线的高保真斯托克斯光谱，分析2024年8月17日太阳黑子的磁场分布，发现Fe I 5434.5 Å线对应空间分量存在高达22 kG的极强磁场。
Investigating the magnetospheric accretion process in the young pre-transitional disk system DoAr 44 (V2062~Oph). A multiwavelength interferometric, spectropolarimetric, and photometric observing campaign
