散射偏振的三维辐射传输建模（部分频率 redistribution）I. 验证及太阳Ca I 4227 Å线的盘中心结果
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）
Pietro Benedusi, Simone Riva, Tanausú del Pino Alemán, Gioele Janett, Fabio Riva, Jirí Štepán, Rolf Krause, Javier Trujillo Bueno, Luca Belluzzi
Several strong solar resonance lines show observable linear scattering polarization signals, holding a great potential for investigating the magnetism of the outer solar atmosphere. Accurately modeling these signals requires solving the radiative transfer (RT) problem for polarized radiation in comprehensive 3D models of the solar atmosphere, in non-local thermodynamic equilibrium, accounting for partial frequency redistribution (PRD) effects. This problem has so far been computationally inaccessible. We present the first scientific application of TRIP, a novel software for the massively parallel solution of the 3D non-LTE RT problem for polarized radiation, including scattering polarization and PRD. We aim to verify the code and explore the combined action of PRD and the 3D structure of the solar atmosphere on scattering polarization. We run TRIP to synthesize the Stokes profiles of the Ca I line at 4227 Å in a 3D model of the solar atmosphere extracted from a radiation magneto-hydrodynamic simulation. We efficiently solve the resulting large-scale problem, with up to $4 \times 10^{10}$ degrees of freedom, with a state-of-the-art preconditioned Krylov method, using up to 20 thousand parallel CPUs. After including verification tests, we find that the joint impact of PRD effects and the detailed 3D structure of the atmospheric model produce disk-center scattering polarization signals in the line wings. These signals are sensitive to the magnetic field, via magneto-optical effects, and to bulk velocity gradients. We also show that the CRD approximation underestimates the amplitude of disk-center line-core signals. This achievement represents a crucial step forward for diagnosing the magnetism of the solar chromosphere and transition region through the quantitative comparisons of synthetic and observational data.
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
我们提出的理论框架和数值方法，我们已经实现了解决的问题的产生和转移的偏振辐射的谱线的局部化学平衡，同时占散射偏振，部分频率重新分布，J-状态的干扰，和超精细结构。由此产生的辐射转移代码允许模拟任意强度和方向的磁场通过汉勒，不完整的Paschen-Back和磁光效应的影响。我们还评估了一系列的近似建模的散射偏振的强共振线的翅膀，这将是特别有用的三维辐射转移的数值密集的情况下的适用性。我们研究的适用性所考虑的近似使用我们的辐射转移代码模拟斯托克斯配置文件的Mg II H & K线和H I莱曼α线在磁化的太阳大气的一维模型。忽略多普勒再分布的散射过程中，未受扰动的弹性碰撞产生的误差可以忽略不计的散射偏振翼的Mg II共振线和一个轻微的莱曼α翼，虽然它是不适合的模型的核心，这些线。对于这两条线，由弹性碰撞扰动的散射过程给出了显着的贡献，只有发射率的强度分量。忽略碰撞和多普勒再分布，对于Mg II共振线的机翼来说是一个粗略但合适的近似，但对于Lyman α机翼来说是一个很差的近似。在所考虑的线的散射极化翼的磁灵敏度可以通过占磁场仅在η I和ρ V系数的斯托克斯矢量传输方程建模。
Full non-LTE multi-level radiative transfer I. An atom with three bound infinitely sharp levels
Université de Toulouse, Observatoire Midi-Pyrénées（图卢兹大学，南天观测站）；Cnrs, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie（法国国家科学研究中心，天体物理学与行星学研究所在）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
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。
1.5D investigation of the Hanle effect in the Ca I 4227 line using partial frequency redistribution. Comparison of synthetic Stokes profiles in Bifrost and MURaM-ChE rMHD models
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马普太阳系研究所）；School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学宇宙研究学院）
本研究通过Bifrost与MURaM-ChE rMHD模型，利用1.5维方法对比Ca I 4227线的Hanle效应，发现两者偏振轮廓差异源于热磁结构不同，MURaM-ChE线心磁化更弱。
The formation of IRIS diagnostics I. A quintessential model atom of Mg II and general formation properties of the Mg II h&k lines
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）太空任务将研究太阳大气层是如何被激发的。IRIS包含一个成像摄谱仪，覆盖Mg II h&k线，以及一个以Mg II k为中心的狭缝式成像仪。理解观测结果需要从三维辐射-MHD模型中对Mg II h&k线的形成进行正演模拟。本文是我们进行这种正演模拟的系列文章中的第一篇。讨论了与h&k线形成有关的原子物理学，提出了一个可用于辐射转移计算的典型模型原子，讨论了部分再分布（PRD）和三维辐射转移对出射线轮廓的影响。我们的结论是，Mg II的H&K可以准确地模拟与4级加连续Mg II模型原子。理想情况下，辐射转移计算应在3D中进行，包括PRD效应。在实践中，这目前是不可能的。一个合理的折衷方案是使用1D PRD计算来模拟直到并包括中心发射峰的线轮廓，并使用3D传输（假设完全重新分布）来模拟中心凹陷。
On the Compton scattering redistribution function in plasma
康普顿散射是热中子星、黑洞周围的吸积盘和热日冕中的主要不透明度源。本文收集了一组非偏振辐射（RF）康普顿散射再分布函数的数值表达式，它比广泛使用的Kompaneets方程更精确。本文的主要目的是介绍Guilbert（1981）的RF，并对原始论文中的计算错误进行了修正。这一修正的RF被用于热中子星大气模型计算的系列论文中。我们还组织了四个现有的算法的RF计算成一个统一的形式，准备在辐射转移和模式大气代码中使用。Nagirner和Poutanen（1993）的精确方法在从硬X射线到无线电波的非常宽的光谱范围内与所有其他算法进行了数值比较。对对应于爆发中子星大气和热星系际介质温度的热等离子体中康普顿散射再分布函数进行了抽样计算。我们的公式也适用于研究非极化微波背景辐射在热团簇内气体中的康普顿散射和Sunyaev-Zeldovich效应。我们的结论是，Guilbert（1981）的公式和精确的量子力学公式实际上给出了与X射线爆发中子星大气层相关的气体温度的再分布函数$T \le 10^8$ K.
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。
Polarized Line Formation in Multi-dimensional Media. IV. A Fourier Decomposition Technique To Formulate The Transfer Equation With Angle-Dependent Partial Frequency Redistribution
Accelerating NLTE radiative transfer by means of the Forth-and-Back Implicit Lambda Iteration: A two-level atom line formation in 2D Cartesian coordinates
在多维NLTE辐射转移中，最先进的方法是基于在Jacobi或Gauss-Seidel迭代方案中使用局部近似lambda算子。在这里，我们提出了另一种方法来解决2D NLTE RT问题，前后隐式Lambda迭代（FBILI），早期开发的一维几何。为了提出的方法，并检查其收敛性，我们使用的两个能级原子线形成的频率完全重新分布的著名的实例。在RT方程的形式解中，我们采用两点算法的短特征。在比强度的计算中使用源函数的隐式表示，我们计算并存储平均强度J与对应源函数S之间的线性关系J = a + bS的系数。在两个“向内”方向上的这些隐式关系的“局部”系数中使用迭代因子，以及在另外两个“向外”方向上的源函数的更新，导致比Jacobi的解快四倍。此外，在网格的所有四个连续扫描中进行的更新导致与Jacobi迭代方案相比加速6-7倍。
The effects of three-dimensional radiative transfer on the resonance polarization of the Ca I 4227 $\mathrm{Å}$ line
由各向异性辐射在Ca I 4227 $\mathrm{Å}$线的核心散射产生的相当大的线偏振信号构成了探测低太阳色球层的非均匀和动态等离子体的重要观测。在这里，我们显示的三维（3D）的辐射转移完整的频率再分布（CRD）调查线的散射偏振的磁流体动力学的3D模型的太阳大气的结果。我们不仅考虑了由模型的磁场产生的Hanle效应，而且考虑了由水平不均匀性和宏观速度梯度引起的对称性破缺。宏观速度的水平分量的空间梯度在不需要磁场的情况下产生非常显著的前向散射极化信号，而Hanle效应倾向于在模型的磁场强于约5 G的位置处使它们去极化。标准的1.5D近似被认为是不适合理解线的散射偏振，但我们引入了一种新的改进，这种近似产生的结果与完整的3D结果的定性协议。计算的偏振信号的仪器退化也进行了研究，显示了我们可以期待在即将到来的丹尼尔K。Inouye太阳望远镜。
Kratos-linerad: GPU-accelerated Monte Carlo radiative transfer of lines with efficient imaging
The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯立夫天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）
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
Analysis of eigenvalue clustering leads to optimal scaling in numerical radiative transfer
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Università della Svizzera italiana（瑞士意大利大学阿尔多和切莱达科太阳研究研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Insubria University（因斯布里亚大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
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。
The magnetic sensitivity of the Mg ii k line to the joint action of Hanle, Zeeman and magneto-optical effects
我们强调的主要结果的辐射转移调查的磁灵敏度的太阳Mg ii k共振线在2795.5埃，占汉勒和塞曼效应以及部分频率再分布（PRD）现象的共同作用。我们确认，在线中心，散射过程产生的线性极化信号是可测量的，并且它们是敏感的，通过汉勒效应，磁场的强度在5和50 G之间，大约。我们还表明，塞曼效应产生显着的圆偏振信号，特别是对于纵向磁场强于50 G，这可以用来估计通过熟悉的magnetographer公式的太阳色球的磁化。最新颖的结果是，磁光效应在线的翼中产生Q/I散射偏振图案的减小和U/I信号的出现（即，线偏振平面的旋转）。Q/I和U/I翼信号对弱（约5 G）和强磁场的敏感性扩大了Mg ii k线探测太阳安静和活动区域色球层的科学兴趣
Validity of the CRD limit for modeling scattering polarization in the photospheric Sr I 4607 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切莱达科太阳研究所）；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）
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。
