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  就廣義來說,星際消光對波長的影響是越短的波長消光越嚴重。一般用R(V)描述消光的大小,引數R(V)等於A(V)/E(B-V)和A(V),而E(B-V)為B波段和V波段的色餘,其值為觀測色指數減去內稟色指數。  在我們的銀河系,從紫外線到近紅外線(0.125至3.5微米)的消光特徵在引數R(V)的描繪下已經非常準確。  總消光,A(V),和氫的總量(每一平方公分截面的氣柱)之間的關係,給出了氣體和塵埃與消光的關係。從紅化的恆星紫外光譜和銀暈對X射線散射的研究,得到的關係如下:  formula_2  並已經被證實。

  要測量一顆恆星的消光曲線,必須將他的光譜與一顆光譜類似且不受消光影響(沒有紅化)的恆星做比較。 也可以使用理論的光譜來取代真實觀測的比較光譜,但這是不常用的。在發射星雲的情況中,通常是比較不受星雲的溫度和密度影響的兩條發射譜線受到影響的比率。例如,H-α對H-β的發射比率,在大多數條件範圍內的星雲總是在2.85的數值上,因此比率不在2.85的幾乎一定是受到消光的影響,消光的量也就可以被計算出來了。

  在銀河系內許多被觀測的消光曲線都有一個突出的特點,在大約2175Å有較寬的突出,正好在電磁波頻譜的紫外線波段內。這個特徵在1960年代首度被觀測到,但是它的來源始終未被好好的瞭解,有好幾個模型提出這種爆沸來自於石墨的顆粒和PAH(多環芳香烴)分子的混合物。研究星際塵埃粒子(IDP)插入的星際間顆粒的觀測,辨識存在於顆粒中載體的特徵,提出是有機碳和無定型的矽酸鹽。

  標準消光曲線的形式取決於ISM的構成,會隨著星系的不同而改變。在本星系群,測量得最好的曲線是銀河系、小麥哲倫星系(SMC)和大麥哲倫星系(LMC)。在LMC,在紫外線區的消光曲線有意味深長的特徵變化與微弱的2175 Å的爆沸,和在LMC2超級殼層(接近劍魚座30的星爆區域)有比在別處看見的LMC氦銀河系更強的紫外消光。

  大氣消光的點隨高度角而變化。天文觀測場所一般都能非常精準的描繪當地的消光曲線,使觀測能做有效的改正。不過,大氣對許多波長是完全不透明的,這就必須利用人造衛星來進行觀測。 大氣消光有三種主要的成分:氣體分子的瑞利散射、懸浮微粒的散射和分子的吸收。分子吸收通常被稱為大氣吸收,是由地球自身造成的。最主要的大氣吸收源就是氧分子和臭氧,在近紫外線造成強烈的吸收;還有水在紅外線的強烈吸收。 相當數量的大氣消光與物體的高度有關,在天頂的量最小,而在接近地平的量最大。它是以標準的大氣消光曲線與觀測期間平均氣團的乘積來計算的。
消光(英語:Extinction)是天文學中觀測者用來描述被觀測的天體發射的電磁輻射被路途中的物質(氣體和塵埃)吸收和散射的過程。星際消光在1930年首次被莊普勒記錄下來。然而,其影響在1847年就被瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維注意到;它對恆星顏色的影響已經被一些人觀測到,但尚未與普遍存在的星系塵埃連繫在一起。對於位在銀河系盤面附近,並且距離地球數千秒差距以內的恆星,在可見光的波段(測光系統)的消光大約是每千秒差距1.88星等。