減光
銀河系内の多くの天体では、減光曲線を求めると、紫外線域の2,175Å付近に、幅広いこぶ状の成分がみられる。この成分は、1960年代にロケットを用いた紫外線観測によって発見された。発見直後、まずこの成分の起源として黒鉛粒子が考えられ、その後、黒鉛以外の炭素質粒子やケイ酸塩中の水酸化物イオンなどが取り沙汰されたが、現在でも詳細は解明されておらず、多環芳香族炭化水素などの芳香族化合物中の炭素が有力視されている。また、惑星間塵中に含まれていた粒子を電子顕微鏡で分析した結果、2,175Åの成分が検出され、有機物中の炭素が起源であることが示唆されている。
9等級に達すると推定される。
銀河系の、紫外線から近赤外線(125nm - 3.5μm)にかけての減光曲線は、係数 R V {\displaystyle R_{V}} 一つでよく決まると考えられていた。ただし、 R V {\displaystyle R_{V}} の値は、銀河系のどの方向を観測するかによって異なることも知られている。銀河系における R V {\displaystyle R_{V}} の平均的な値は3.1であるが、観測方向によって、低い所では2.5程度、オリオン大星雲など星間物質密度の高い領域では4から6、銀河面では5.5といった大きな値をとる。 R V {\displaystyle R_{V}} の値は、大きな粒子が多く存在する領域では大きくなる傾向にあり、粒子密度の高い領域では、粒子の平均的な大きさも大きくなっていると考えられる。
近年では、観測方向による減光曲線のばらつきが非常に大きく、とても1つの係数 R V {\displaystyle R_{V}} だけでは減光則を表せないことがわかってきている。また、紫外線や可視光と比べ減光を受けにくい赤外線でも、普遍的な減光則はないこともわかってきている。