مخطط الألوان

يمكن استخدام مخطط الألوان النجمية لمعايرة أو اختبار الألوان والقدر الظاهري في بيانات التصوير الضوئي والأشعة تحت الحمراء. تستفيد هذه الطرق من التوزيع الأساسي لألوان النجوم في مجرتنا عبر معظم السماء، ومن حقيقة أن ألوان النجوم المرصودة (على عكس القدر الظاهري ) مستقلة عن المسافة إلى النجوم. طُوِّرَت طريقة انحدار الموضع النجمي (SLR) ^{[ 3 ]} للاستغناء عن الحاجة إلى رصد النجوم القياسي في المعايرات الضوئية، باستثناء حالات نادرة جدًا (مرة واحدة في السنة أو أقل) لقياس قيم الألوان. استُخدمت طريقة SLR في عدد من المبادرات البحثية. استخدم مسح NEWFIRM لمنطقة مسح NOAO العميق واسع المجال هذه الطريقة للوصول إلى ألوان أكثر دقة مما كان يمكن تحقيقه باستخدام طرق المعايرة التقليدية، كما استخدم تلسكوب القطب الجنوبي طريقة SLR في قياس الانزياحات الحمراء لتجمعات المجرات . ^{[ 4 ]} ترتبط طريقة الطرف الأزرق ^{[ 5 ]} ارتباطًا وثيقًا بتقنية تحديد المدى بالليزر، ولكنها استُخدمت بشكل أساسي لتصحيح تنبؤات الانطفاء المجري من بيانات IRAS . وقد استخدمت مسوحات أخرى مخطط اللون-اللون النجمي بشكل أساسي كأداة تشخيصية للمعايرة، بما في ذلك مسح أكسفورد-دارتموث بزاوية 30 درجة ^{[ 6 ]} ومسح سلون الرقمي للسماء (SDSS). ^{[ 7 ]}

يُعدّ تحليل البيانات من المسوحات الرصدية واسعة النطاق، مثل مسح سلووان الرقمي للسماء (SDSS ) أو مسح السماء الكامل بالأشعة تحت الحمراء القريبة (2MASS)، أمرًا بالغ الصعوبة نظرًا للكم الهائل من البيانات المُنتجة. في مثل هذه المسوحات، استُخدمت مخططات اللون-اللون لتحديد النجوم الشاذة عن مجموعة النجوم في التسلسل الرئيسي . وبمجرد تحديد هذه النجوم الشاذة، يُمكن دراستها بمزيد من التفصيل. وقد استُخدمت هذه الطريقة لتحديد الأقزام الفرعية فائقة البرودة . ^{[ 8 ] [ 9 ]} كما تم تحديد النجوم الثنائية غير المُحللة ، والتي تظهر ضوئيًا كنقاط، من خلال دراسة مخططات اللون-اللون الشاذة في الحالات التي يكون فيها أحد النجمين خارج التسلسل الرئيسي. ^{[ 10 ]} وتظهر مراحل تطور النجوم على طول فرع العملاق المقارب، من النجم الكربوني إلى السديم الكوكبي، في مناطق متميزة من مخططات اللون-اللون (تميل النجوم الكربونية إلى أن تكون أكثر احمرارًا مما هو متوقع من درجة حرارتها بسبب تكوّن مركبات الكربون في غلافها الجوي التي تمتص الضوء الأزرق). ^{[ 11 ]} وتظهر الكوازارات أيضًا كنجوم شاذة في مخططات اللون-اللون. ^{[ 10 ]}

تُستخدم مخططات الألوان غالبًا في علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء لدراسة مناطق تكوّن النجوم . تتشكل النجوم في سحب الغبار . ومع استمرار انكماش النجم، يتشكل قرص غباري محيط به، ويُسخّن هذا الغبار بواسطة النجم الموجود بداخله. ثم يبدأ الغبار نفسه بالإشعاع كجسم أسود، وإن كان أبرد بكثير من النجم. ونتيجة لذلك، يُلاحظ فائض من إشعاع الأشعة تحت الحمراء المنبعث من النجم. حتى بدون وجود غبار محيط بالنجم، تُظهر المناطق التي تشهد تكوّن النجوم لمعانًا عاليًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء مقارنةً بالنجوم الموجودة على التسلسل الرئيسي. ^{[ 12 ]} كل من هذه التأثيرات يختلف عن احمرار ضوء النجوم الذي يحدث نتيجة تشتته بفعل الغبار في الوسط بين النجوم .

تُتيح مخططات الألوان عزل هذه التأثيرات. ولأن علاقات الألوان بين نجوم التسلسل الرئيسي معروفة جيدًا، يُمكن رسم تسلسل رئيسي نظري كمرجع، كما هو موضح بالخط الأسود المتصل في المثال على اليمين. كما أن تشتت الغبار بين النجوم مفهوم جيدًا، مما يسمح برسم نطاقات على مخطط الألوان لتحديد المنطقة التي يُتوقع رصد النجوم المُحمرة بفعل الغبار بين النجوم فيها، والمُشار إليها بخطوط متقطعة على مخطط الألوان. تحتوي المحاور النموذجية لمخططات الألوان بالأشعة تحت الحمراء على (H–K) على المحور الأفقي و(J–H) على المحور الرأسي (انظر علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء لمعلومات حول تسميات ألوان النطاقات). على مخطط بهذه المحاور، تكون النجوم التي تقع على يمين التسلسل الرئيسي ونطاقات الاحمرار المرسومة أكثر سطوعًا بشكل ملحوظ في النطاق K من نجوم التسلسل الرئيسي، بما في ذلك نجوم التسلسل الرئيسي التي تعرضت للاحمرار بسبب الغبار بين النجوم. من بين نطاقات J وH وK، يُعدّ نطاق K الأطول طولًا موجيًا، لذا يُقال إنّ الأجسام التي تُظهر سطوعًا غير طبيعي في نطاق K تُظهر فائضًا في الأشعة تحت الحمراء . من المرجح أن تكون هذه الأجسام نجومًا أولية، حيث يُعزى الإشعاع الزائد عند الأطوال الموجية الطويلة إلى كبحه بواسطة السديم العاكس الذي تُحيط به هذه النجوم الأولية. ^{[ 13 ]} يمكن استخدام مخططات اللون-اللون كوسيلة لدراسة تكوين النجوم، إذ يُمكن تحديد حالة النجم في مرحلة تكوينه تقريبًا من خلال النظر إلى موقعه على المخطط. ^{[ 14 ]}