二色図のソースを表示

'''二色図'''（'''2色図'''、にしょくず、{{Lang-en-short|two-color diagram}}、color-color diagram）{{R|j-global|astro-dic_tcd|mas7}}とは、縦軸と横軸に2組の異なる[[色指数 (天文)|色指数]]をとって、2つの色指数の間の関係性を[[点 (数学)|点]]や[[曲線]]で示した図である{{R|astro-dic_tcd|mitton94|mas7}}。[[天文学]]などにおいて[[天体]]の特徴をとらえるために用いられ、二色図上の位置から推測した特徴に基づいた、天体の分類や、[[宇宙空間]]における[[減光]]の見積もり、特異な色を持つ天体の捜索などに利用される{{R|astro-dic_tcd}}。

== 起源 ==
[[ファイル:NGC6910 - SDSS DR14.jpg|thumb|[[散開星団]]NGC 6910（[[スローン・デジタル・スカイサーベイ]]第14次データ公開より）]]
二色図は、[[ドイツ]]の[[天文学者]]{{仮リンク|ヴィルヘルム・ベッカー (天文学者)|de|Wilhelm Becker (Astronom)|label=ヴィルヘルム・ベッカー}}が1942年に使ったのがはじまりといわれる{{R|ub13}}。ベッカーは、[[散開星団]]{{仮リンク|NGC 6910|en|NGC 6910}}に属する[[恒星]]の[[スペクトル型]]を、3つの[[波長]]域で[[測光 (天文)|測光]]して得た明るさから[[近似法|近似的に求める方法]]として、このような図を考え出した{{R|becker42}}。

== 基礎 ==
{{See also|黒体|黒体放射}}
恒星の[[放射]][[スペクトル]]は、[[黒体放射]]のスペクトルとよく似ており、実際、恒星のスペクトルを恒星表面の[[有効温度]]で計算した黒体放射スペクトルで[[近似]]することは多い{{Refnest|group="注"|[[有効温度]]{{Math|''T''{{Sub|eff}} }}は、[[ステファン・ボルツマンの法則]]に則り、[[黒体]]球の大きさ（[[半径]]{{Math|''R''}}）と[[黒体放射]]の[[光度 (天文学)|光度]]{{Math|''L''}}から、{{Indent|<math>T_\mbox{eff} =\sqrt[4]{\frac{L}{4 \pi R^2 \sigma}}</math>}}（{{Math|&sigma;}}はステファン・ボルツマン定数）で計算される<ref name="mas7">{{Cite book |和書 |others=[[野本憲一]]・[[定金晃三]]・[[佐藤勝彦 (物理学者)|佐藤勝彦]] 編 |title=恒星 |series=シリーズ現代の天文学7 |pages=8-11 |date=2009-07-25 |publisher=[[日本評論社]] |isbn=978-4-535-60727-9 }}</ref>。}}{{R|mas7}}。黒体放射スペクトルは、[[プランク関数]]で表され、その輪郭は[[温度]]一つで決まり、温度が上がる程青く、つまり短い波長の光が強くなってゆく{{R|mas7|bv89}}。そのため、恒星の色からは恒星の温度についての情報を得ることが期待され、例えば青い恒星は赤い恒星より高温であることが予測される{{R|bv89}}。

恒星の温度を見積もる上で、良い指標となるのが、2つの異なる波長帯での[[等級 (天文)|等級]]の差をとった色指数である。色指数は等級間の[[減算]]であるので、色指数の単位もまた等級であり、等級は恒星の放射エネルギーフラックスの[[対数]]をとるので、等級差は放射エネルギーフラックスの[[比]]を与えることになる{{R|mas7|mas1}}。比をとることで、温度によって大きく異なる黒体放射の絶対的な強度や、[[光源]]までの[[距離]]は打ち消し合い、それらに依存しない指標とすることができる{{R|astro-dic_ci|nitarp}}。

[[ファイル:Effective temperature and color index.png|thumb|left|[[ジョンソンのUBVシステム|{{Math|''UBV''}}]]二色図上に、[[有効温度]]ごとの[[黒体]]、[[主系列星]]、[[超巨星]]の分布を示したもの。恒星は、{{Math|''B-V''}}が同じ黒体に比べ、[[紫外線]]放射が弱い{{R|bv89|mas7}}。]]
色指数としてよく用いられるのは、[[可視光]]域であれば例えば[[ジョンソンのUBVシステム|ジョンソン・システム]]の{{Math|''U-B''}}、{{Math|''B-V''}}である{{R|astro-dic_ubvp}}。縦軸に{{Math|''U-B''}}、横軸に{{Math|''B-V''}}をとった二色図に、理論的な黒体放射と、観測された恒星の色指数を図示すると、同じような傾向を示し、{{Math|''B-V''}}の一部の範囲に対応する{{Math|''U-B''}}の値は似ているが、全体として恒星の曲線は、[[直線]]的な黒体放射の線からずれる{{R|mas7|bv89}}。このずれは、恒星大気に含まれる[[元素]]の吸収線などがあることが影響しており、特にずれが大きい部分は[[水素]]の[[バルマー系列]]における連続的な吸収による[[バルマー不連続]]の効果が強く現れている{{R|mas7|astro-dic_bd}}。

== 応用 ==
=== 赤化補正 ===
色指数は、距離には依存しないが、[[星間物質]]による吸収を受けることで赤化する{{R|kouzuma11}}。二色図上での位置が、[[星間赤化]]によってどのように変化するかは、星間吸収の法則から与えられ、二色図上に赤化[[空間ベクトル|ベクトル]]として表すことができる{{R|mas7|kouzuma11}}。赤化ベクトルを用いて二色図上でデータ点を[[平行移動]]させると、観測された色指数から恒星の真の色指数を推定することができ、真の表面温度への換算が可能となる{{R|mas7|ub13}}。

{{Multiple image
| align = right
| direction = vertical
| width = 220
| image1 = Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg
| alt1 = 可視光（左）と赤外線（右）でみたトラペジウム星団
| caption1 = [[オリオン大星雲]]内で形成されつつある[[トラペジウム]]星団中心領域の[[可視光]]（左）、[[赤外線]]（右）像。出典: [[NASA]]; K. L. Luhman; &amp; G. Schneider, E. Young, G. Rieke, A. Cotera, H. Chen, M. Rieke, R. Thompson（赤外線）、NASA; C. R. O'Dell &amp; S. K. Wong（可視光）{{R|hst2000-19}}
| image2 = Trapez ccdiag.jpg
| alt2 = トラペジウム星団の二色図
| caption2 = トラペジウム星団に含まれる星の[[赤外線天文学|{{Math|''JHK{{Sub|s}}''}}]]二色図。[[点 (数学)|点]]が観測された星の色、左下の実線は星本来の分布、破線は[[星雲]]による赤化[[空間ベクトル|ベクトル]]の[[傾き (数学)|傾き]]で、強く[[減光]]を受けるほど右上に移動する{{R|naoi05}}。
}}

一般的な星間空間とは異なる[[分子雲]]などに対しては、その領域内の恒星を多数観測して二色図上の分布を調べ、既知の恒星の分布と照らし合わせることで赤化ベクトルを求め、その[[傾き (数学)|傾き]]から分子雲の減光則に迫る、といった応用も考えられる{{R|naoi05}}。

=== 色選択 ===
二色図は、観測された天体の種類を判別する手段としても、よく用いられる{{R|astro-dic_tcd}}。天体の種類を特定するには、[[分光法|分光観測]]によって詳細なスペクトルを得ることが最も確実だが、分光観測はたいへんに時間と手間がかかる。そこで、測光観測によって得た色指数の特徴から天体の種類に見当をつけ、候補天体を選抜する'''色選択'''と呼ばれる手法がとられ、色指数の特徴を調べるために二色図が使われる{{R|kouzuma11}}。

一つのスペクトルから、二色図上の位置は一意に決まり、似たようなスペクトルを示す同種の天体であれば、二色図上で同じような領域を占める。赤化ベクトルに沿って移動することはあるが、赤化ベクトルと全く異なる方向にずれる場合、天体の物理的特徴が異なる、別種の天体である可能性が高い{{R|kouzuma11}}。

==== 若い星 ====
二色図は[[若い星状天体|若い星]]の捜索と、その進化段階を色選択する上で有用な手段である{{R|nitarp}}。近赤外線から中間赤外線の波長帯による観測から作成した二色図上では、[[前主系列星|前主系列段階の星]]の、[[宇宙塵|塵]]しかみえない[[原始星]]候補（クラス0）、[[星周塵]]の外層が豊富な原始星（クラスI）、進化中の星と[[星周円盤]]からなる古典的[[Tタウリ型星]]（クラスII）、ほぼ主系列段階に達している弱輝線Tタウリ型星（クラスIII）が、クラス毎に分布傾向を変える{{R|nitarp|astro-dic_c0o|astro-dic_cio}}。クラス0は低温過ぎて赤外線の二色図には現れず、クラスIからクラスIIIにかけては、分布が青い（高温の）方へと遷移してゆく。この特徴を利用して、各進化段階の天体候補を推定することができる{{R|nitarp}}。

==== 活動銀河核 ====
[[活動銀河核]]（AGN）は、可視域の二色図でその候補を抜き出す色選択の手法が、古くから用いられている{{R|kouzuma11}}。AGNの二色図上での分布は、主系列星のそれと比べると、黒体放射の分布により近く、紫外域が恒星よりも明るいという特徴を示す{{R|sandage65}}。この傾向を利用して、AGNの候補天体を抜き出すことができる。後には、中間赤外線や近赤外線の二色図も利用されるようになり、[[赤方偏移]]によって赤外域の方が明るくなるような遠方のAGNの色選択にも対応できるようになっている{{R|kouzuma11}}。

==== 高赤方偏移銀河・クェーサー ====
高赤方偏移の[[銀河]]（[[ライマンブレイク銀河]]）や[[クェーサー]]の候補天体を探すのにも、二色図は一般的に用いられる{{R|astro-dic_tcd|}}。どの波長帯の色指数を使うかは、探したい赤方偏移の範囲によって変わる。2組の色指数の一方を求めるのに使う二つの波長帯の間に、赤方偏移してきた水素の[[ライマン系列]]による連続的な吸収の境界となるライマン端（ライマンブレイク）が挟まれるようにすることで、一方の色指数だけが大きく（赤く）なることを利用して、候補天体を選び出す{{R|onoue18|astro-dic_ll}}。

== 脚注 ==
=== 注釈 ===
{{Reflist |group="注" |refs=
}}
=== 出典 ===
{{Reflist |colwidth=30em |refs=
<ref name="j-global">{{Citation |contribution=二色図 |title=[[学術用語集]] 天文学編（増訂版） |contribution-url=https://jglobal.jst.go.jp/detail?JGLOBAL_ID=201606004473644077 }}</ref>
<ref name="astro-dic_tcd">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/two-color-diagram/ |title=二色図 |date=2018-09-05 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 [[日本天文学会]] |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="mitton94">{{Cite book |和書 |author=ジャクリーン・ミットン |author-link=ジャクリーン・ミットン |others=【翻訳・監修】[[北村正利]]・木村直人・黒星瑩一・[[佐藤勲|佐藤 勲]]・白尾元理・[[長沢工|長沢 工]]・山越幸江・山田陽志郎 |title=天文小事典 |page=232 |publisher=[[地人書館]] |date=1994-07-01 |isbn=4-8052-0464-8 }}</ref>
<ref name="ub13">{{Cite book |last1=Unsöld |first1=Albrecht |last2=Baschek |first2=Bodo |title=The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics |page=185 |date=2013-06-29 |publisher=[[シュプリンガー・サイエンス・アンド・ビジネス・メディア|Springer Science &amp; Business Media]] |isbn=9783662043561 }}</ref>
<ref name="bv89">{{Cite book |last=Böhm-Vitense |first=Erika |title=Introduction to Stellar Astrophysics: Volume 1, Basic Stellar Observations and Data |pages=26-27 |date=1989-08-25 |publisher=[[ケンブリッジ大学出版局|Cambridge University Press]] |isbn=9780521348690 }}</ref>
<ref name="becker42">{{Citation |last=Becker |first=W. |date=1942 |title=Die Methode der Farbdifferenz und ihre Bedeutung für die Stellarstatistik |journal=[[アストロノミシェ・ナハリヒテン|Astronomische Nachrichten]] |volume=272 |issue=4 |pages=179-181 |doi=10.1002/asna.19412720406 |bibcode=1942AN....272..179B }}</ref>
<ref name="mas1">{{Citation |和書 |editor=[[岡村定矩]]・[[池内了]]・[[海部宣男]]・[[佐藤勝彦 (物理学者)|佐藤勝彦]]・永原裕子 |date=2007-01-20 |title=人類の住む宇宙 |series=シリーズ現代の天文学 |volume=1 |pages=77-78 |publisher=日本評論社 |isbn=978-4-535-60721-7 }}</ref>
<ref name="astro-dic_ci">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/color-index/ |title=色指数 |date=2022-03-08 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 日本天文学会 |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="nitarp">{{Cite web |url=https://coolwiki.ipac.caltech.edu/index.php/Color-Magnitude_and_Color-Color_plots_Overview |title=Color-Magnitude and Color-Color plots Overview |author=Luisa Rebull |date=2021-06-23 |website=[[PukiWiki|Wiki]] for the [[NASA]] IPAC Teacher Archive Research Program |publisher=IPAC |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="astro-dic_ubvp">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/ubv-photometry/ |title=UBV測光 |date=2019-02-06 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 日本天文学会 |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="astro-dic_bd">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/balmer-discontinuity/ |title=バルマー不連続 |date=2018-09-04 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 日本天文学会 |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="kouzuma11">{{Citation |和書 |last=高妻 |first=真次郎 |date=2011-06 |title=活動銀河核を近赤外域で探る &sim;その手法の構築と候補天体の探索&sim; |journal=天文月報 |volume=104 |pages=285-291 |url=https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/2011_104_06/104_285.pdf |format=PDF }}</ref>
<ref name="hst2000-19">{{Cite web |url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/2000/news-2000-19.html |title=Hubble Spies Brown Dwarfs in Nearby Stellar Nursery |date=2000-08-24 |website=[[ハッブル宇宙望遠鏡|Hubble Space Telescope]] |publisher=[[宇宙望遠鏡科学研究所|STScI]] |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="naoi05">{{Citation |和書 |last=直井 |first=隆浩 |date=2005-04 |title=へびつかい座、カメレオン座、およびコールサック分子雲の近赤外減光則 |journal=天文月報 |volume=98 |issue=4 |pages=223-227 |url=https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/2005_98_04/98_223.pdf |format=PDF }}</ref>
<ref name="astro-dic_c0o">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/class-0-object/ |title=クラス0天体 |date=2018-04-29 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 日本天文学会 |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="astro-dic_cio">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/class-i-object/ |title=クラスI天体 |date=2020-03-11 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 日本天文学会 |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
<ref name="sandage65">{{Citation |last=Sandage |first=Allan |author-link=アラン・サンデージ |date=1965-05 |title=The Existence of a Major New Constituent of the Universe: the Quasistellar Galaxies |journal=[[アストロフィジカルジャーナル|Astrophysical Journal]] |volume=141 |pages=1560-1578 |doi=10.1086/148245 |bibcode=1965ApJ...141.1560S }}</ref>
<ref name="onoue18">{{Citation |和書 |last=尾上 |first=匡房 |date=2018-10 |title=すばる望遠鏡広視野サーベイ観測で探る赤方偏移6, 7クェーサーの性質 |journal=天文月報 |volume=111 |issue=10 |pages=684-692 |url=https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/2018_111_10/111-10_684.pdf |format=PDF }}</ref>
<ref name="astro-dic_ll">{{Cite web|和書|url=https://astro-dic.jp/lyman-limit/ |title=ライマン端 |date=2018-09-04 |website=天文学辞典 |publisher=公益社団法人 日本天文学会 |accessdate=2022-06-10 }}</ref>
}}

== 関連項目 ==
* [[ヘルツシュプルング・ラッセル図]]
* [[赤外線天文学]]

== 外部リンク ==
{{Commonscat|Color-color diagrams}}
* {{Cite web|和書|url=https://kotobank.jp/word/%E4%BA%8C%E8%89%B2%E5%9B%B3-1385129 |title=二色図とは |website=[[コトバンク]] |accessdate=2022-06-10 }}
* {{Cite web |url=https://xoomer.virgilio.it/hrtrace/CCD.htm |title=The two color or color-color diagram a definition |website=Virgilio |accessdate=2022-06-10 }}
* {{Cite web |url=https://gcpd.physics.muni.cz/ccd01.html |title=U-B vs B-V diagram |website=The General Catalogue of Photometric Data |publisher=[[マサリク大学|Masarykova univerzita]] |accessdate=2022-06-10 }}
* {{Cite web|和書|url=https://skyserver.sdss.org/edr/jp/proj/advanced/colors/colorcolor.asp |title=2色図 |website=[[スローン・デジタル・スカイサーベイ|Sloan Digital Sky Survey]] SkyServer |accessdate=2022-06-10 }}
* {{Cite web|和書|url=https://www.astroarts.co.jp/news/2013/07/05su_uma/index-j.shtml |title=迫り来る矮新星爆発を「色」で予測可能に |date=2013-07-05 |publisher=[[AstroArts]] |accessdate=2022-06-10 }} 

{{DEFAULTSORT:にしよくす}}
[[Category:恒星物理学]]
[[Category:分光学]]
[[Category:グラフ]]
[[Category:天文学に関する記事]]