減光
Δ m ( λ ) = 5 log  ( d / d 0 ) + A ( λ ) {\displaystyle {\mathit {\Delta }}m(\lambda )=5\log(d/d_{0})+A(\lambda )}
となる。この波長λにおける等級の差を、Vバンドでの等級の差に対して相対的に表した量 E ( λ − V ) {\displaystyle E(\lambda -V)} は、
E ( λ − V ) = Δ m ( λ ) − Δ m ( V ) = A ( λ ) − A ( V ) {\displaystyle E(\lambda -V)={\mathit {\Delta }}m(\lambda )-{\mathit {\Delta }}m(V)=A(\lambda )-A(V)}
となる。この E ( λ − V ) {\displaystyle E(\lambda -V)} は前述の色超過と同じもので、選択減光とも呼ばれる。歴史的に、Bバンドでの選択減光 E ( B − V ) {\displaystyle E(B-V)} で規格化した 選択減光
k ( λ − V ) = E ( λ − V ) / E ( B − V ) {\displaystyle k(\lambda -V)=E(\lambda -V)/E(B-V)}
が実際の指標として用いられる。
減光は、波長が長くなればなる程0に近づくと考えられ、無限に長い波長では、減光量は0に収束するはずなので、 E ( λ − V ) {\displaystyle E(\lambda -V)} は − A ( V ) {\displaystyle -A(V)} に等しくなる。
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。
大気による減光は主に、気体分子による散乱(レイリー散乱)と、大気中を漂っている液体や固体の微粒子(エアロゾル)による散乱(ミー散乱)、そして大気による吸収がある。大気による吸収の影響が小さい近紫外線から近赤外線では、分子やエアロゾルによる散乱が減光の主要成分となり、波長が長くなるほど散乱されにくくなるので、近赤外線より可視光、可視光より近紫外線の方が強く減光する。