色彩図

色-色図は、異なる波長における天体の色を比較する手段です。天文学者は通常、特定の波長付近の狭い帯域で観測し、観測される物体は帯域ごとに異なる明るさを持ちます。2 つの帯域間の明るさの差は、物体の色指数、または単に色と呼ばれます。色-色図では、2 つの波長帯域によって定義される色が水平軸にプロットされ、別の明るさの差によって定義される色が垂直軸にプロットされます。

星は完全な黒体ではないが、第一に、星から放射される光のスペクトルは黒体放射曲線（熱放射曲線とも呼ばれる）にほぼ従う。黒体曲線の全体的な形状はその温度によって一意に決まり、ピーク強度の波長は温度に反比例し、この関係はウィーンの変位法則として知られている。したがって、星のスペクトルを観測することで、その実効温度を判定することができる。分光測定によって星の完全なスペクトルを得ることは、いくつかのバンドでの単純な測光よりもはるかに複雑である。したがって、複数の異なる色指数で星の等級を比較することによって、各色間の等級差はその温度に対して一意となるため、星の実効温度を判定することができる。このように、色-色図は、ヘルツシュプルング・ラッセル図のように星の種族を表す手段として使用でき、異なるスペクトルクラスの星は図の異なる部分に分布する。この特徴は、さまざまな波長帯での応用につながる。

恒星の軌跡では、恒星は多かれ少なかれ直線状に並ぶ傾向があります。恒星が完全な黒体であれば、恒星の軌跡は確かに純粋な直線になります。直線からの逸脱は、恒星のスペクトルの吸収線と輝線によるものです。これらの逸脱は、使用するフィルターによって多かれ少なかれ明らかになります。中心波長が線のない領域にある狭いフィルターは、黒体の応答に近い応答を生成します。また、線を中心とするフィルターでも、十分に広い場合は、黒体のような動作を合理的に行うことができます。

したがって、ほとんどの場合、恒星の軌跡の直線的な特徴は、純粋な黒体に対して推定された バレステロスの公式^{[2]によって}_記述できます。 ここで、A、B、C、Dは、_{それぞれ中心周波数}νa、νb、νc、_νdのフィルターを通して測定された恒星の等級であり、kは中心波長とフィルターの幅に依存する定数で、次のように表されます 。$${\displaystyle CD={\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{ b}}}}(AB)+k,}$$$${\displaystyle k=-2.5\log _{10}\left[\left({\frac {\nu _{\text{c}}}{\nu _{\text{d}}}}\right)^{2}\left({\frac {\Delta _{\text{c}}}{\Delta _{\text{d}}}}\right)\left({\frac {\nu _{\text{b}}}{\nu _{\text{a}}}}\right)^{2{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}}\left({\frac {\Delta _{\text{b}}}{\Delta _{\text{a}}}}\right)^{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}\right]}$$

直線の傾きは、フィルタ幅ではなく、有効波長のみに依存することに注意してください。

この式はデータの較正に直接使用することはできませんが、2 つの特定のフィルターに対して適切に較正されたデータがあれば、他のフィルターのデータの較正に使用できます。また、2 つのよく知られたフィルターを使用して、未知のフィルターの有効波長中点を測定することもできます。これは、ログが保存されておらず、フィルター情報が失われた古いデータの場合に使用されたフィルターに関する情報を回復するのに役立ちます。

恒星の色-色図は、光学および赤外線画像データの色と等級を直接較正したりテストしたりするために使用できます。このような方法は、銀河系の空の大部分にわたる恒星の色の基本分布と、観測された恒星の色 (見かけの等級とは異なり) は恒星までの距離とは無関係であるという事実を利用しています。恒星軌跡回帰 (SLR) ^{[3]は、色の項を測定するために非常にまれに (1 年に 1 回以下) を除き、測光較正で標準的な恒星観測の必要性をなくすために開発された方法です。SLR}は多くの研究イニシアチブで使用されています。NOAO深広域調査領域の NEWFIRM 調査では、従来の較正方法では得られなかったより正確な色に到達するために SLR が使用され、南極点望遠鏡では銀河団の赤方偏移の測定に SLR が使用されました。^[4] ブルーチップ法^[5]はSLRと密接に関連していますが、主にIRASデータからの銀河の減光予測を修正するために使用されました。他の調査では、オックスフォード-ダートマス30度サーベイ^[6]やスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）など、主に較正診断ツールとして恒星の色-色図を使用しています。^[7]

SDSSや2 ミクロン全天サーベイ(2MASS)などの大規模な観測調査から得られるデータの分析は、生成されるデータ数が膨大であるため、困難な場合があります。このような調査では、主系列の恒星集団から外れ値を見つけるために、カラー-カラー図が使用されてきました。これらの外れ値が特定されると、それらをより詳細に研究することができます。この方法は、超低温準矮星の特定に使用されています。 [8] [9] 測光的には点のように見える未分解の連星は、メンバー^の1つが主系列から外れている場合にカラー-カラー外れ値を調べることで特定されています。^[10]炭素星から惑星状星雲までの漸近巨星枝に沿った星の進化の段階は、カラー-カラー図の明確な領域に表示されます (炭素星は、大気中に青い光を吸収する炭素化合物が形成されるため、温度から予想されるよりも赤くなる傾向があります)。^[11]クエーサーもカラー-カラー外れ値として表示されます。^[10]

色-色図は赤外線天文学で星形成領域を研究するのによく使われる。星は塵の雲の中で形成される。星が収縮し続けると、塵の星周円盤が形成され、この塵は内部の星によって加熱される。塵自体は黒体として放射し始めるが、星よりもはるかに低温である。その結果、星の赤外線放射が過剰になる。星周塵がなくても、星形成中の領域は主系列の星に比べて高い赤外線光度を示す。 ^{[12]これらの効果はそれぞれ、}星間物質の塵による散乱の結果として起こる星の光の赤化とは異なる。

色-色図により、これらの効果を分離することができます。主系列の星の色-色の関係はよく知られているため、右の例の黒の実線のように、理論的な主系列をプロットして参照することができます。星間ダストの散乱もよく理解されているため、色-色図に帯を描いて、星間ダストによって赤くなった星が観測されると予想される領域を定義することができます。この帯は色-色図に破線で示されます。赤外線色-色図の一般的な軸は、横軸に (H-K)、縦軸に (J-H) です (帯の色の指定については、赤外線天文学を参照してください)。これらの軸を持つ図では、主系列の右側に位置し、赤化する帯が描かれている星は、星間ダストによって赤くなった主系列の星を含め、K バンドで主系列の星よりも大幅に明るくなります。 J、H、Kバンドのうち、Kバンドは最も波長が長いため、Kバンドで異常に明るい天体は赤外線過剰を示すと言われます。これらの天体はおそらく原始星の性質を持ち、長波長での過剰な放射は原始星が埋め込まれている反射星雲による抑制によって引き起こされます。 ^[13]色-色図は星の形成を研究する手段として使用できます。図上の位置を見ることで、星の形成状態を大まかに判断できるためです。^[14]

• ヘルツシュプルング・ラッセル図
• 恒星の進化
• 星雲
• カラーインデックス
• 赤外線天文学

• 恒星軌跡回帰
• 色-色図と色-大きさ図（色-色図の例）
• カメレオン I 分子雲に向かう恒星の近赤外線光度変動