V astronomiji je ekstinkcija absorpcija in sipanje elektromagnetnega sevanja s prahom in plinom med oddajajočim astronomskim objektom in opazovalcem. Medzvezdno ekstinkcijo je kot takšno prvič dokumentiral Robert Julius Trumpler leta 1930, vendar je njene učinke leta 1847 opazil Friedrich Georg Wilhelm von Struve, njen vpliv na barve zvezd pa so opazovali številni posamezniki, ki pojava niso povezali s splošno prisotnostjo galaktičnega prahu. Za zvezde, ki ležijo blizu ravnine Mlečne ceste in so od Zemlje oddaljene le nekaj tisoč parsekov, je ekstinkcija v vidnem frekvenčnem pasu (fotometrični sistem) približno 1,8 magnitude na kiloparsek.
Za opazovalce na Zemlji ekstinkcija izvira tako iz medzvezdne snovi kot iz Zemljine atmosfere; lahko pa izvira tudi iz prahu okoli opazovanega objekta. Močni ekstinkciji nekaterih valovnih območij (kot so rentgenski, ultravijolični in infrardeči žarki) v Zemljini atmosferi smo se izognili z uporabo vesoljskih observatorijev. Ker je modra svetloba veliko bolj oslabljena kot rdeča svetloba, izumiranje povzroči, da so predmeti videti bolj rdeči, kot je pričakovano; ta pojav se imenuje medzvezdna pordelost.
Medzvezdna pordelost Medzvezdna pordelost je pojav, povezan z medzvezdno ekstinkcijo, pri katerem spekter elektromagnetnega sevanja iz vira sevanja spremeni lastnosti v primerjavi s tistim, ki ga je objekt prvotno oddajal. Pordelost nastane zaradi sipanja svetlobe od prahu in drugih snovi v medzvezdnem prostoru. Medzvezdna pordelost je drugačen pojav kot rdeči premik, ki je sorazmerni frekvenčni premik spektrov brez popačenja. Pordelost prednostno odstrani fotone krajših valovnih dolžin iz sevanega spektra, medtem ko pusti fotone daljših valovnih dolžin, spektroskopske črte pa ostanejo nespremenjene.
V večini fotometričnih sistemov se uporabljajo filtri (prepustni pasovi), s katerimi se lahko pri odčitavanju jakosti svetlobe upoštevata zemljepisna širina in vlažnost (med zemeljskimi dejavniki). Medzvezdna pordelost je enaka "presežku barve", ki je opredeljen kot razlika med opazovanim barvnim indeksom objekta in njegovim intrinzičnim barvnim indeksom (včasih imenovanim tudi njegov normalni barvni indeks). Slednja je teoretična vrednost, ki bi jo imel, če ekstikcija ne bi vplivala nanj. V prvem sistemu (fotometričnem sistemu UBV), ki je bil zasnovan v petdesetih letih prejšnjega stoletja, in njegovih najbližjih naslednikih je bil barvni presežek objekta povezan z barvnim indeksom objekta (kalibrirana modra minus kalibrirana vidna) z:
Kategorija:Zunajgalaktična astronomija Kategorija:Galaktična astronomija Kategorija:Opazovalna astronomija