星際消光

1930年，瑞士天文學家特朗普勒首次證明星際消光現象的存在。星際中各種瀰漫星雲、行星狀星雲、塵埃球狀體等都是消光物質。對於低銀緯的天體，其星際紅化現象較嚴重。這跟太陽日落時是紅色的原因類似。對遙遠星體的觀測必須扣除星際紅化的影響，才能得到正確的天體分佈信息。

已知的吸收特徵包括2175Å的峯（星塵DIB），3.1μm水冰等。

太陽系附近的UBV系統中的V帶消光一般採用0.7 - 1.0 mag/kpc，即每遠1 kpc，恆星亮度會升高一個星等（弱2.5倍）。

在波長λ處的消光A_λ定義為：

，其中F_λ是觀測到的輻射流量，F_λ⁰是未消光時測量到的輻射流量。注意到後者是難以直接測量的，因而衍生出了一系列不同的方法。

消光曲線即A_λ(或者取對數)~1/λ的曲線。 ^[2]