在天文学中的双色图（或称为双色指数图，color–color diagrams）是一个比较恒星在不同波长下视星等差异的图表。天文学家进行观测时一般都在特定波段下进行窄范围波长观测，并且天体在每个波段下的亮度都不同。在天文学上不同波段之间的光度差异称为色指数。在双色图中，由两个特定波段组成的色指数会位于该图水平向的X轴，由另外两个波段组成的另一个不同色指数（虽然一般情况下其中一个波段会在两个被比较的色指数同时出现）则是位于垂直向的Y轴。
背景
虽然恒星并不是完美的黑体，恒星光芒中的第一级光谱仍相当接近黑体辐射曲线，有时候也被认为和热辐射曲线符合。黑体辐射曲线的整体形状只由温度决定，并且波长峰值和温度成反比关系，即维恩位移定律。因此，观测恒星光谱可以有效测定恒星表面的有效温度。根据光谱仪获得的恒星完整光谱可获得比以较简易的测光方式更多资讯。因此，借着比较从各波段视星等差异决定的多个不同色指数方式仍可以有效测定恒星表面的表面温度，这是因为各颜色之间星等差异和特定温度是对应的。因此双色图可以作为表示恒星分布的一种方式，它就像赫罗图一样，不同光谱类型的恒星在双色图上的位置也不一样。这个特性可应用在多种波段测定上。
应用
恒星的双色图可以用来直接校正或测试光学和红外线摄影资料的颜色和星等。这种方式是利用银河系中横跨夜空的大量恒星颜色基本分布，并且事实上是观测的恒星颜色（和视星等不同）和恒星与地球的距离是各自独立的。恒星轨迹回归（Stellar locus regression，SLR）是一个为了在测光校正时不需要标准星而开发的方式[2]，除了极度少见（一年一次以下）的颜色模式量测以外。恒星轨迹回归法已经使用在一些科学研究计划。美国国家光学天文台广角深度巡天计划（NOAO Deep Wide-Field Survey（页面存档备份，存于互联网档案馆），NEWFIRM）观测的区域使用本方式以达到比其他先前的传统测定法更高精确度的恒星颜色资料。南极望远镜则使用此法量测星系团的红移[3]。蓝色峰值法（Blue-tip method）则是与恒星轨迹回归关系密切的方式[4]，但主要是使用在修正红外线天文卫星资料中的银河系消光预测。其他的巡天也使用了恒星的双色图，其中包含了牛津－达特茅斯三十度角巡天（Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey）[5]和史隆数位巡天[6]。
分析史隆数位巡天或2微米全天巡天等大规模巡天的观测资料是相当有挑战性的，因为这样的巡天会产生极大量资料。对于这些巡天，双色图就可用来寻找来自主序星分布的颜色异常值。当这些异常值被确定，就可以进行更深入研究。本法已被用来确认极低温的次矮星[7][8]。在测光中无法被分辨出来的联星如有一颗成员星离开主序星阶段的话，就可以使用颜色异常值的方式分辨出[9]。经由渐近巨星分支从碳星演化成行星状星云的恒星在双色图上会在特殊位置[10]。类星体也会出现颜色值异常现象[9]。
双色图常使用在红外线天文学以研究恒星形成区域。恒星是形成在由宇宙尘组成的星际云之中。当恒星形成过程发生，就会形成由尘埃组成的星周盘，并且会被内部的恒星加热。被加热的尘埃就会像黑体一样发射辐射，虽然它的温度比恒星低很多。这样的结果就是在恒星观测资料中有红外过量的情形。即使没有星周盘，在恒星形成区域中的主序星仍会有红外线波段光度比其他区域的主序星高的状况[11]。这些效应和星光因为被星际物质中的尘埃散射产生偏红的光线是不同的。
双色图可以将以上两种不同的效应完全隔离。因为对主序星在双色图上的关系曲线有足够的了解，因此可在双色图上绘制理论上的主序星曲线作为参考值，例如右图中的黑色实线。天文学家对星际尘埃的散射机制也已经足够了解，因此各波段星等的资料可在双色图上表示以判定被期望观测到星际红化的区域，而这样的资料在右图中是以黑色虚线绘出。典型的红外线双色图通常以色指数H–K为水平轴方向，J–H为垂直轴方向（关于红外线各波段资讯请参见红外线天文学）。在这样的双色图上恒星会落在代表主序星曲线的右侧，并且被红化的波段会被绘制在明显高于主序星在K波段的位置，其中也包含了因为星际尘埃而被红化的主序星。在J、H和K波段中以K波段的波长最长，所以在K波段异常明亮的天体就被认为是红外辐射过量天体。如果是像位于反射星云内的原恒星这类天体，它的长波长辐射过量则是因为反射星云的抑制造成[12]。双色图可以作为研究恒星形成的一种方式，并且恒星形成过程中的状态可以大略从它在双色图上的位置得知[13]。
参见
参考资料
外部链接
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