全体的な傾向として、短い波長で効果が強く、長い波長で効果が弱い星間減光は、一般論でいうと分光観測の際に影響が強くみられ、減光を受けた結果、スペクトルの形が変化する。減光によってスペクトルが受ける変化には、波長依存の全体的な傾向に沿ったものだけでなく、特定の波長帯で一際減光が強くなる成分も存在する。これは、星間微粒子によって吸収される成分と考えられ、その起源は単一のものではないが、星間物質の化学的特徴を知る上での手がかりにはなる。
天体の減光の測定.
減光量は、天体までの距離と、その間にある星間物質の量とに依存するので、直接測定することは難しい。天体の絶対等級と距離に関する情報があれば、減光を受けない場合の天体の視等級を推定できるので、減光量を直接評価することができるが、天体の距離を正確に決定するのは困難である。そのため、減光量を測定するには、観測によって相対的な減光量のスペクトル、即ち減光曲線を求め、そこから減光量に換算することで、間接的に求める。観測では、地球にとても近く、星間減光が十分に小さい天体（基準天体）と、スペクトルが同じ分類で星間減光を受けている天体とを比較する。
選択減光
が実際の指標として用いられる。
銀河系の減光.
系外銀河の減光曲線.
大気減光.
減光には、宇宙空間におけるものだけでなく、地球の大気による天体からの電磁波の吸収・散乱の影響もある。朝日や夕日が赤くなるのも、太陽光が透過する大気の厚さが増すことで、減光が増えるためである。大気の状態は地域によって異なり、また、高度が高くなると上空に存在する大気中の粒子の密度が小さくなり、一般的には減光も弱くなるので、大気減光は場所ごとに変わってくる。天文学の観測を行うにあたっては、観測地点における当日の実測データに基づいて大気減光量を求め、それを補正することが望ましく、天文台では測光標準星の観測を行い、測定された明るさとカタログ値との差及び標準星の高度から、大気減光量を精度よく推定し、補正を行っている。