消光（Extinction）是天文学中观测者用来描述被观测的天体发射的电磁辐射被路途中的物质（气体和尘埃）吸收和散射的过程。星际消光在1930年首次被庄普勒（英语：Robert Julius Trumpler）记录下来。然而，其影响在1847年就被瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维注意到；它对恒星颜色的影响已经被一些人观测到，但尚未与普遍存在的星系尘埃连系在一起。对于位在银河系盘面附近，并且距离地球数千秒差距以内的恒星，在可见光的波段（测光系统）的消光大约是每千秒差距1.88星等。

对地面的观测者而言，消光来自于星际物质（ISM）和地球大气层，它也可能来自于被观测天体周围的星周尘。大气层的消光在一些波段（X射线、紫外线和红外线）上非常强烈，必须进入太空才能观测。在可见光的波段上，由于较短的波长被吸收散射更加严重，蓝色远比红色被稀释的强烈，结果是天体会比预期的偏红，星际消光也会使天体红化 （不要与红移混淆）。

就广义来说，星际消光对波长的影响是越短的波长消光越严重。一般用R(V)描述消光的大小，参数R(V)等于A(V)/E(B-V)和A(V)，而E(B-V)为B波段和V波段的色余，其值为观测色指数减去内禀色指数。

在我们的银河系，从紫外线到近红外线（0.125至3.5微米）的消光特征在参数R(V)的描绘下已经非常准确。

R(V) 与平均尘埃尺寸有很大关系，不同的星系不同，對我們的銀河系，R（V）的典型數字是3.1。

总消光，A（V），和氢的总量（每一平方公分截面的气柱）之间的关系，给出了气体和尘埃与消光的关系。从红化的恒星紫外光谱和银晕对X射线散射的研究，得到的关系如下：

${\displaystyle \frac{N_H}{A(V)}\approx <!--\; \approx \; -->1.8\times <!--\; \times \; -->{10}^{21}\text{atoms}{\text{cm}}^{-<!--\; -\; -->2}{\text{mag}}^{-<!--\; -\; -->1}}$

并已经被证实。

要测量一颗恒星的消光曲线，必须将他的光谱与一颗光谱类似且不受消光影响（没有红化）的恒星做比较。也可以使用理论的光谱来取代真实观测的比较光谱，但这是不常用的。在发射星云的情况中，通常是比较不受星云的温度和密度影响的两条发射谱线受到影响的比率。例如，H-α对H-β的发射比率，在大多数条件范围内的星云总是在2.85的数值上，因此比率不在2.85的几乎一定是受到消光的影响，消光的量也就可以被计算出来了。

在银河系内许多被观测的消光曲线都有一个突出的特点，在大约2175Å有较宽的突出，正好在电磁波频谱的紫外线波段内。这个特征在1960年代首度被观测到，但是它的来源始终未被好好的了解，有好几个模型提出这种爆沸来自于石墨的颗粒和PAH（多环芳香烃）分子的混合物。研究星际尘埃粒子（IDP）插入的星际间颗粒的观测，辨识存在于颗粒中载体的特征，提出是有机碳和无定型的硅酸盐。

标准消光曲线的形式取决于ISM的构成，会随着星系的不同而改变。在本星系群，测量得最好的曲线是银河系、小麦哲伦星系（SMC）和大麦哲伦星系（LMC）。在LMC，在紫外线区的消光曲线有意味深长的特征变化与微弱的2175 Å的爆沸，和在LMC2超级壳层（接近剑鱼座30的星爆区域）有比在别处看见的LMC氦银河系更强的紫外消光。

大气消光的点随高度角而变化。天文观测场所一般都能非常精准的描绘当地的消光曲线，使观测能做有效的改正。不过，大气对许多波长是完全不透明的，这就必须利用人造卫星来进行观测。大气消光有三种主要的成分：气体分子的瑞利散射、悬浮微粒的散射和分子的吸收。分子吸收通常被称为大气吸收，是由地球自身造成的。最主要的大气吸收源就是氧分子和臭氧，在近紫外线造成强烈的吸收；还有水在红外线的强烈吸收。相当数量的大气消光与物体的高度有关，在天顶的量最小，而在接近地平的量最大。它是以标准的大气消光曲线与观测期间平均气团的乘积来计算的。