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Masumi Shimojo 撰写的《最新和最古老的太阳射电望远镜观测到的太阳微波偏振》
无论波长如何，偏振都是了解太阳大气的关键观测指标之一，因为它提供了有关磁场的信息，而微波偏振也是其中之一。它可以根据与磁场相关的不透明度和发射率的微波偏振依赖性揭示色球层、过渡区和日冕中的磁性。虽然在微波范围内观测太阳偏振并不容易，但它有着悠久的历史 [...]
来源:欧洲太阳射电天文学家社区RSS提要无论波长如何，偏振都是了解太阳大气的关键可观测量之一，因为它提供了有关磁场的信息，而微波偏振也是其中之一。它可以根据与磁场相关的不透明度和发射率的微波偏振依赖性揭示色球层、过渡区和日冕中的磁性。虽然在微波范围内观测太阳偏振并不容易，但自早期太阳射电观测（例如，Tanaka 和 Kakinuma 1957）以来，它已有悠久的历史。最近，我们发表了使用最新的“太阳”射电望远镜之一（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列 [ALMA]：Wootten 和 Thompson 2009）和最古老的太阳射电望远镜之一（野边山射电偏振仪 [NoRP]：Shimojo 和 Iwai 2023）获得的太阳微波偏振的结果。我们在此小节中展示了结果。
Tanaka 和 Kakinuma 1957 Wootten 和 Thompson 2009 Shimojo 和 Iwai 2023使用 ALMA-Band3 (3 mm) 进行太阳偏振观测
使用 ALMA-Band3 (3 mm) 进行太阳偏振观测 Shimojo 等人 2017 White 等人 2017 Bastian 等人 2023 Hull 等人 2020由于 ALMA 并非专门用于观测太阳，因此使用 ALMA 进行太阳观测存在一些限制。尽管如此，我们希望 ALMA 的太阳偏振观测能增进我们对太阳大气磁性的理解。
图 1 短间距 MOSAIC 观测获得的太阳黑子的 Stokes-I 图（左）和圆偏振度图（右）。数字表示场 ID。注意：Cycle10 中不提供使用 MOSAIC 的太阳偏振观测。
图 1 短间距 MOSAIC 观测获得的太阳黑子的 Stokes-I 图（左）和圆偏振度图（右）。数字表示场 ID。注意： 图 1 太阳 Cycle10 中不提供使用 MOSAIC 的偏振观测。 Tanaka 等人1953年 下条和岩井 2023年 图２