Sönme (astronomi)
Genel özellikler

Yıldızlararası toz mavi ışığı, kırmızı ışık dalgalarından daha çok emip dağıttığı için yıldızlararası kızarma (kırmızılaşma) meydana gelir. Bu etki, dünya atmosferindeki toz partiküllerinin güneşin battığında oluşturduğu kızıllığa benzerlik göstermektedir. Kabaca ifade etmek gerekirse yıldızlararası solma kısa dalga boylarında en güçlü hale gelmektedir. Bu durum gözlemlenen şekilde bir değişikliğe neden olmaktadır. Absorbasyon özellikleri (yoğunluğun azaldığı dalga boyu bantları) bu genel yapı üzerine bindirilmiştir. Ki bu yapılar orijinlerin değişik bir varyasyonu olup yıldızlararası materyallerin kimyasal kompozisyonu ile ilgili olarak ipuçları vermektedir, örneğin toz tanecikleri. Bilinen absorbasyon özellikleri; 2175  Å dağınık yıldızlararası bantları, 3.1 μm su buz özellikleri ve 10 ile 18 μm oranında silikat yapıyı içerir.
Güneş mahallesinde (sisteminde) Johnson-Cousins V-band'ındaki yıldızlararası solma oranı, yıldızlararası tozun kümelenmesinden dolayı genellikle 0.7-1.0 mag/kpc oranında alınmaktadır. Bu bir yıldızın parlaklığını, bizden oldukça uzakta her kilopersek için V bandında 2'nin yaklaşık bir faktörü olarak azaltılacağı anlamına gelmektedir.
Sönme oranı belirli istikamettekilerden belirgin bir şekilde yüksek olabilmektedir. Örneğin galaktik merkezin bazı bölgelerindeki sönme, optikaldeki sönmeden 30 manyetütten fazla olmaktadır. Bu da 1012  üzerinden bir optikal fotondan daha az oranda nüfuz ettiği anlamına gelmektedir. Bu durum ekstra-galaktik gökyüzü görünümümüzün ciddi bir şekilde engellendiği “kaçınma bölgesi” olarak adlandırılan bölgede olur ve Dwingeloo 1 gibi arka plan galaksiler, sadece radyo ve kızılötesi gözlemler yoluyla son zamanlarda keşfedilmiştir.
Kendi galaksimiz Samanyolu'ndaki yakın kızıl ötesi sönme eğrisi (0.125 to 3.5 μm) boyunca ultraviyolenin genel şekli oldukça iyi tek bir parametre R (V) ile karakterize edilir. Öyle ki, R(V) galakside farklı görüntü çizgileri boyunca farklılık göstermekle beraber bu yegâne karakterizasyon parametresinden gelen bilinen sapmalar da bulunmaktadır. Sönme yasasının, orta kızılötesi dalga boyu aralığı içine doğru gelişme göstermesi, absorbasyon özelliklerinden kaynaklanan farklı katkıların ve uygun hedeflerin yetersizliğinden dolayı zor görünmektedir.
R(V), A(V)/E(B-V) olarak tanımlanmaktadır ve bantlardaki sönme selektif olarak E(B-V)= A(B)-A(V), toplamın ölçümü içinse (A(V) ifade edilmektedir. A(V) ve A(B) B ve V filtre bantlarındaki “toplam sönmeyi” ifade eder. Litaretürde kullanılan diğer bir ölçme aracı ise, V bandındaki toplam sönme ile dalga boyundaki toplam sönmenin mukayese edilmesi durumunda ortaya çıkan λ dalga boyundaki A(λ)/A(V) mutlak sönmesidir.
R (V)'nin sönmeye neden toz tanelerinin ortalama boyutu ile ilişkili olduğu bilinmektedir. Kendi galaksimiz olan Samanyolu için R(V) için tipik değer 3,1'dir fakat bu değer görmenin farklı çizgileri için 2,5 ve 6 arasındadır.
(cm−2 ile ölçülen) nötr hidrojen atomu kolonu ile (magnitüt olarak ölçülen) toplam sönme A(V) arasındaki ilişki, bu yıldızlararası ortamdaki gaz ve toz arasındaki bağın nasıl olduğunu ortaya koymaktadır. Samanyolu'ndaki saçılmış X-ışını haleleri ve kırmızılaşmış yıldızlı ultraviyole spektroskopisi kullanarak ortaya konulan bilimsel çalışmalarda Predehl ve Schmitt, NH  ve A(V) arasındaki bağı yaklaşık olarak bulmuşlardır.
: {\frac {N_{H}}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{atoms}}~{\mbox{cm}}^{-2}~{\mbox{mag}}^{-1}
Astronomlar; çıplak gözle ve yakın kızılötesi yıldız gözlemleri yoluyla ve galaksideki yıldızların dağılımının bir modelini kullanarak kendi galaksimizin güneş sisteminde sönmenin üç boyutlu bir dağılımı saptamışlardır. Diğer sarmal gökadalar gözlendiği gibi sönmeye neden oluşturan tozlar, spiral kollar boyunca uzanmaktadır.