记得以前有很多学弟学妹问我关于色-色图和巴尔末跃迁的问题。
尽管如此，似乎在互联网上关于色-色图的信息并不多，所以写下这篇文章。
一般在表示恒星的特性时，人们更多使用色-星等图。
中学教育课程中出现的也都是色-星等图。
今天就想比那再深入一点，来写一写关于色-色图的内容。
1. 色-色图
色-色图与色-星等图不同，其两个坐标轴都是不同的色指数所构成的图。
X 轴是 (B-V)，Y 轴是 (U-B)。
在色-色图中，会出现一般色-星等图中看不到的独特形状的图像。
尤其是，相对于假定黑体辐射所得的图像，主序星与超巨星表现出不同的形状，这一点也是它的独特特征。
那么，在色-色图中出现这种差异的原因究竟是什么呢？
2. 色-色图、巴尔末跃迁与 U 滤光片
在色-色图中，假定为黑体的物体所呈现的图像是直线形态。
在假定为黑体的情况下，会完全遵循普朗克曲线，因此根据这一规律会出现一条完美的直线。
但是，实际主序星和超巨星在色-色图中呈现不同形态，则是由于下面三种原因。
由氢吸收线引起的巴尔末跃迁
U、B、V 滤光片的波长范围
主序星－超巨星的密度差异
1) 巴尔末跃迁（Balmer jump）
在上一次的文章中提到过，一般的恒星分类使用的是哈佛天文台的 Cannon 分类法，这是根据恒星氢巴尔末线的强度来划分的。
所谓氢巴尔末线，是指氢原子在 n=2 能级被激发时，由其吸收光子所产生的吸收线。
相比能电离处在 n=2 能级的氢原子的光子，那些具有更短波长的光会被氢吸收，从而使氢被电离。
因此，波长 λ = 3648Å（364.9μm）以下的光子都会被用于电离氢并被吸收（以连续的形式被吸收）。
在上面的图中，x 轴表示波长，y 轴表示各个波长下的辐射通量（flux）。
从图中可以看到，在3600~3800Å 波长之间通量突然减小。
标记为“D”的线是B 型恒星中第一条巴尔末系吸收线，而比 D 更短波长的部分则都是由氢电离所导致的光子吸收所形成的。
这种现象被称为巴尔末跃迁（Balmer jump）。从恒星光谱来看，在巴尔末系附近，通量会像“跳跃”一样突然变化，因此得名。
2) U - B - V 星等系统
在上面巴尔末跃迁的效应基础上，再叠加观测仪器的效应，就可以较容易理解色-色图中图像为何会呈现那样的形态。
在观测恒星时，根据每种单色滤光片和宽带滤光片，会对应一个可观测波长的范围。
例如，在单色滤光片中有 Hα 滤光片，而在宽带滤光片中则有 U、B、V 滤光片。
色指数是由宽带滤光片得到的数值，其中 U 滤光片分布的中心波长是 3650Å，B 滤光片是 4400Å，V 滤光片是 5500Å。
巴尔末跃迁集中在 3648Å 的波长附近，因此在U 滤光片星等中受到的影响最大。
因此，A0 型（表面温度约 10,000K）恒星中，氢在 n=2 能级上的原子数量最多，所以会在巴尔末跃迁中受到显著影响。
如果这一点还不太好理解，可以按下面的步骤来思考。
1) 在色-色图中，x 轴表示 (B-V) 星等，y 轴表示 (U-B) 星等。
2) x 轴越向右，(B-V) 星等越大；y 轴越往下，星等越大。
3) 星等变大，意味着在各滤光片中的亮度差变得更大。
4) 色-色图中实际恒星的曲线形状与黑体辐射不同，表示在比较具有相同色指数的恒星时，其 (U-B) 数值更大。
5) (U-B) 数值更大，意味着 U 滤光片得到的星等更大（也就是更暗）。
6) 这是由于巴尔末跃迁导致 U 滤光片的星等被显著拉大。再看一眼图像的坐标轴。
请再次记住，这里并不是用实际光度，而只是用 U-B 或 B-V 的星等差来表示。
3 ) 主序星－超巨星的密度差
那么，主序星和超巨星在色-色图中之所以会有差异，原因是什么呢？
这是由于这两类恒星之间存在密度差异。
恒星的吸收线，是因为在大气中发生了“光子的吸收”而产生的。
光子的吸收与不透明度有关。
如果想到在不透明度中“密度”是一个相关因素，就可以知道恒星的吸收光谱在这方面也是类似的。
只是，像超巨星这类恒星由于处于膨胀状态，其密度较低，因此在色-色图中与黑体的差异会以“较为平缓”的形式表现出来，可以这样来理解。
3. 色-色图与巴尔末跃迁意味着什么？
在色-色图中，黑体与实际恒星观测值之间的差异意味着什么？
可以如下进行总结。
1) 相对于黑体，恒星组分元素的效应（巴尔末跃迁）会反映在色-色图上。这表明恒星并不是一个完全意义上的黑体。
2) 通过 U、B、V 滤光片的观测会产生上述这些效应。因此，在解读数据时，需要理解观测仪器的特性，而且根据所用仪器的不同，结果可能会有很大差异。
3) 恒星表面密度的差异会表现为色-色图上的差异。
之所以会出现巴尔末跃迁（巴尔末不连续），是因为大多数恒星都是由氢构成的。
这么多年一直在看、在学天文学，但每次想到仅凭恒星光谱就能了解如此多的信息，依然会觉得新奇而神奇。
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