ในทางดาราศาสตร์การดูดกลืนและการกระเจิงของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าโดยฝุ่นและก๊าซระหว่างวัตถุทางดาราศาสตร์ ที่ปล่อยรังสี กับผู้สังเกตการดูดกลืนระหว่างดวงดาวได้รับการบันทึกไว้เป็นครั้งแรกในปี พ.ศ. 2473 โดยRobert Julius Trumpler [ ^{1 ] [ 2 ] อย่างไรก็ตาม}ผลกระทบของมันได้รับการบันทึกไว้ในปี พ.ศ. 2490 โดยFriedrich Georg Wilhelm von Struve ^{[ 3 ]}และผลกระทบต่อสีของดาวฤกษ์ได้รับการสังเกตโดยบุคคลจำนวนหนึ่งที่ไม่ได้เชื่อมโยงผลกระทบนี้กับการมีอยู่ของฝุ่นกาแล็กซี โดยทั่วไป สำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ระนาบของทางช้างเผือก ซึ่งอยู่ห่าง จากโลกไม่กี่พันพาร์เซก การดูดกลืนใน ช่วงความถี่ที่มองเห็นได้ ( ระบบโฟโตเมตริก ) จะอยู่ที่ประมาณ 1.8  แมกนิจูดต่อกิโลพาร์เซก^{[ 4 ]}

สำหรับผู้สังเกตการณ์บนโลกการดูดกลืนแสงเกิดขึ้นจากทั้งตัวกลางระหว่างดาวและชั้นบรรยากาศของโลกนอกจากนี้ยังอาจเกิดขึ้นจากฝุ่นรอบดาวฤกษ์รอบวัตถุที่สังเกต การดูดกลืนแสงอย่างรุนแรงในชั้นบรรยากาศของโลกในบาง ช่วง ความยาวคลื่น (เช่นรังสีเอ็กซ์รังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีอินฟราเรด ) สามารถแก้ไขได้โดยการใช้หอดูดาวในอวกาศเนื่องจากแสงสีน้ำเงิน ถูก ลดทอนมากกว่า แสง สีแดงมากการดูดกลืนแสงจึงทำให้วัตถุปรากฏเป็นสีแดงกว่าที่คาดไว้ ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า การแดงขึ้น ของแสงระหว่างดาว^{[ 5 ]}

การแดงขึ้นของแสงในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์เป็นปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับการดูดกลืนแสงในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์ ซึ่งสเปกตรัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจากแหล่งกำเนิดรังสีเปลี่ยนแปลงลักษณะไปจากที่วัตถุนั้นปล่อยออกมา แต่เดิม การแดงขึ้นของแสงเกิดขึ้นเนื่องจากการกระเจิงของแสงจากฝุ่นและสสาร อื่นๆ ในตัวกลาง ระหว่าง ดาวฤกษ์ การแดงขึ้นของแสงในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์เป็นปรากฏการณ์ที่แตกต่างจากเรดชิฟต์ซึ่งเป็นการเปลี่ยนแปลงความถี่ของสเปกตรัมโดยไม่มีการบิดเบือน การแดงขึ้นของแสงจะกำจัดโฟตอน ที่มีความยาวคลื่นสั้นกว่าออก จากสเปกตรัมที่แผ่รังสี ในขณะที่ทิ้งโฟตอนที่มีความยาวคลื่นยาวกว่าไว้ ทำให้เส้นสเปกตรัมไม่เปลี่ยนแปลง

ในระบบวัดแสง ส่วนใหญ่ จะใช้ตัวกรอง (แถบความถี่) ซึ่งการอ่านค่าความสว่างอาจคำนึงถึงละติจูดและความชื้น รวมถึงปัจจัยบนโลก การแดงขึ้นของแสงระหว่างดวงดาวเทียบเท่ากับ "ส่วนเกินสี" ซึ่งกำหนดเป็นความแตกต่างระหว่างดัชนีสีที่สังเกตได้ของวัตถุกับดัชนีสีที่แท้จริง (บางครั้งเรียกว่าดัชนีสีปกติ) ค่าหลังนี้เป็นค่าทางทฤษฎีที่จะมีหากไม่ได้รับผลกระทบจากการดูดกลืนแสง ในระบบแรกระบบวัดแสง UBVที่คิดค้นขึ้นในทศวรรษ 1950 และระบบที่พัฒนาต่อยอดมาใกล้เคียงที่สุด ส่วนเกินสีของวัตถุมีความสัมพันธ์กับสี B−V ของวัตถุ (สีน้ำเงินที่ปรับเทียบแล้วลบด้วยสีที่มองเห็นได้ที่ปรับเทียบแล้ว) โดย: ${\displaystyle E_{BV}}$

$${\displaystyle E_{BV}=(BV)_{\textrm {observed}}-(BV)_{\textrm {intrinsic}}\,}$$

สำหรับดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท A0 (ซึ่งมีความยาวคลื่นและความร้อนเฉลี่ยในบรรดาดาวฤกษ์ลำดับหลัก) ดัชนีสีจะถูกปรับเทียบที่ 0 โดยอิงจากการอ่านค่าที่แท้จริงของดาวฤกษ์ดังกล่าว (± 0.02 ขึ้นอยู่กับจุดสเปกตรัม หรือแถบความถี่ที่แม่นยำภายในชื่อสีแบบย่อ ดูที่ดัชนีสี ) จากนั้นจะนำแถบความถี่ที่วัดได้อย่างน้อยสองแถบและมากถึงห้าแถบมาเปรียบเทียบโดยการลบ: U, B, V, I หรือ R ในระหว่างนั้นจะคำนวณและหักส่วนเกินของสีจากการดูดกลืนแสง ชื่อของดัชนีย่อยทั้งสี่ (R ลบ I เป็นต้น) และลำดับของการลบค่าความสว่างที่ปรับเทียบใหม่จะเป็นจากขวาไปซ้ายทันทีภายในลำดับนี้

การเกิดสีแดงในอวกาศระหว่างดาวเกิดขึ้นเนื่องจากฝุ่นในอวกาศระหว่างดาวดูดซับและกระจายคลื่นแสงสีน้ำเงินมากกว่าคลื่นแสงสีแดง ทำให้ดาวปรากฏเป็นสีแดงกว่าความเป็นจริง ซึ่งคล้ายกับผลที่เห็นเมื่ออนุภาคฝุ่นในชั้นบรรยากาศของโลกมีส่วนทำให้เกิดพระอาทิตย์ตกสีแดง^{[ 6 ]}

โดยทั่วไปแล้ว การดูดกลืนแสงในอวกาศระหว่างดาวจะรุนแรงที่สุดที่ความยาวคลื่นสั้น ซึ่งมักสังเกตได้โดยใช้เทคนิคทางสเปกโทรสโกปี การดูดกลืนแสงส่งผลให้รูปร่างของสเปกตรัมที่สังเกตได้เปลี่ยนแปลงไป นอกจากรูปร่างทั่วไปนี้แล้ว ยังมีลักษณะการดูดกลืน (แถบความยาวคลื่นที่ความเข้มลดลง) ซึ่งมีที่มาหลากหลาย และสามารถให้เบาะแสเกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมีของสสารระหว่างดาว เช่น ฝุ่นละออง ลักษณะการดูดกลืนที่รู้จักกัน ได้แก่ ส่วนที่นูนขึ้นที่ 2175  Åแถบแสงระหว่างดาวแบบกระจายลักษณะน้ำแข็งที่ 3.1  μm และ ลักษณะ ซิลิเกต ที่ 10 และ 18 μm

ในบริเวณใกล้เคียงดวงอาทิตย์อัตราการดูดกลืนแสงระหว่างดาวในแถบ V ของ Johnson–Cousins ​​(ตัวกรองภาพ)โดยเฉลี่ยที่ความยาวคลื่น 540 นาโนเมตร มักจะถือว่าอยู่ที่ 0.7–1.0 แมกนิจูด/กิโลพาร์เซก ซึ่งเป็นค่าเฉลี่ยเนื่องจากความหนาแน่นของฝุ่นระหว่างดาว^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}อย่างไรก็ตาม โดยทั่วไปแล้ว หมายความว่าความสว่างของดาวจะลดลงประมาณ 2 เท่าในแถบ V เมื่อมองจากจุดชมวิวท้องฟ้ายามค่ำคืนที่ดีบนโลก สำหรับทุกๆกิโลพาร์เซก (3,260 ปีแสง) ที่ดาวนั้นอยู่ห่างจากเรามากขึ้น

ปริมาณการดูดกลืนแสงอาจสูงกว่านี้มากในทิศทางเฉพาะ ตัวอย่างเช่น บางบริเวณของใจกลางกาแล็กซีเต็มไปด้วยฝุ่นมืดที่เห็นได้ชัดจากแขนกังวลของเรา (และอาจรวมถึงแขนกังวลอื่นๆ ด้วย) และตัวมันเองอยู่ในส่วนที่นูนของสสารหนาแน่น ทำให้เกิดการดูดกลืนแสงมากถึง 30 แมกนิจูดในย่านแสงที่มองเห็นได้ หมายความว่ามีโฟตอนแสงเพียงน้อยกว่า 1 ใน 10¹² เท่านั้น^ที่ผ่านเข้ามาได้^{[ 10 ]}ส่งผลให้เกิดโซนหลีกเลี่ยงซึ่งการมองเห็นท้องฟ้านอกกาแล็กซีของเราถูกขัดขวางอย่างรุนแรง และกาแล็กซีพื้นหลัง เช่นDwingeloo 1เพิ่งถูกค้นพบเมื่อไม่นานมานี้ผ่านการสังเกตการณ์ในย่าน คลื่นวิทยุและอินฟราเรด

รูปร่างทั่วไปของเส้นโค้งการดูดกลืนแสงอัลตราไวโอเลตถึงอินฟราเรดใกล้ (0.125 ถึง 3.5 μm) (พล็อตการดูดกลืนแสงในขนาดเทียบกับความยาวคลื่น ซึ่งมักจะกลับด้าน) เมื่อมองจากจุดที่เรามองเห็นไปยังวัตถุอื่น ๆ ในทางช้างเผือกนั้นมีลักษณะเฉพาะที่ดีพอสมควรโดยพารามิเตอร์อิสระของการมองเห็นสัมพัทธ์ (ของแสงที่มองเห็นได้) R(V) (ซึ่งแตกต่างกันไปตามเส้นสายตาที่แตกต่างกัน) ^{[ 11 ] [ 12 ]}แต่มีการเบี่ยงเบนที่ทราบจากลักษณะเฉพาะนี้^{[ 13 ]}การขยายกฎการดูดกลืนแสงไปยังช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรดกลางนั้นทำได้ยากเนื่องจากขาดเป้าหมายที่เหมาะสมและการมีส่วนร่วมต่างๆ จากคุณลักษณะการดูดกลืนแสง^{[ 14 ]}

R(V) เปรียบเทียบการสูญพันธุ์โดยรวมและการสูญพันธุ์เฉพาะเจาะจง มันคือ $${\displaystyle A_{V}/E(BV)\,}$$

กล่าวอีกนัยหนึ่งคือ ค่าการดูดกลืนแสงทั้งหมด A(V) หารด้วยค่าการดูดกลืนแสงทั้งหมดแบบเลือกเฉพาะ (A(B)−A(V)) ของความยาวคลื่น (แถบ) ทั้งสองนั้น โดย A(B) และ A(V) คือค่าการดูดกลืนแสงทั้งหมดที่ แถบตัวกรอง B และ Vตามลำดับ อีกวิธีหนึ่งที่ใช้ในเอกสารทางวิชาการคือ ค่าการดูดกลืนแสงสัมบูรณ์ A(λ)/A(V) ที่ความยาวคลื่น λ โดยเปรียบเทียบค่าการดูดกลืนแสงทั้งหมดที่ความยาวคลื่นนั้นกับค่าการดูดกลืนแสงทั้งหมดที่แถบ V

R(V) เป็นที่ทราบกันว่ามีความสัมพันธ์กับขนาดเฉลี่ยของอนุภาคฝุ่นที่ทำให้เกิดการดูดกลืนแสง สำหรับกาแล็กซีทางช้างเผือก ค่าทั่วไปของ R(V) คือ 3.1 ^{[ 15 ]}แต่พบว่ามีความแปรผันอย่างมากในแนวสายตาที่แตกต่างกัน^{[ 16 ]}ด้วยเหตุนี้ เมื่อคำนวณระยะทางในอวกาศ การเปลี่ยนไปใช้ข้อมูลดาวจากอินฟราเรดใกล้ (ซึ่งตัวกรองหรือแถบความถี่ Ks เป็นมาตรฐาน) ซึ่งความแปรผันและปริมาณการดูดกลืนแสงน้อยกว่าอย่างมีนัยสำคัญ และอัตราส่วนที่คล้ายกับ R(Ks) ^{[ 17 ]}พบว่า 0.49±0.02 และ 0.528±0.015 ตามลำดับโดยกลุ่มอิสระ^{[ 16 ] [ 18 ]} ผลการค้นพบที่ทันสมัยกว่าสองอย่างนี้แตกต่างกันอย่างมากเมื่อเทียบกับค่าทางประวัติศาสตร์ที่อ้างอิงกันทั่วไป ≈0.7 ^{[ 11 ]}

ความสัมพันธ์ระหว่างการดูดกลืนแสงทั้งหมด A(V) (วัดเป็นแมกนิจูด ) และความหนาแน่นของ คอลัมน์อะตอม ไฮโดรเจน ที่เป็นกลาง N _H (โดยปกติวัดเป็น cm ⁻² ) แสดงให้เห็นว่าก๊าซและฝุ่นในตัวกลางระหว่างดาวมีความสัมพันธ์กันอย่างไร จากการศึกษาโดยใช้สเปกโทรสโกปีอัลตราไวโอเลตของดาวฤกษ์ที่แดงขึ้นและฮาโลการกระเจิงของรังสีเอ็กซ์ในทางช้างเผือก Predehl และ Schmitt ^{[ 19 ]}พบว่าความสัมพันธ์ระหว่าง N _Hและ A(V) เป็นดังนี้โดยประมาณ:

${\displaystyle {\frac {N_{H}}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{อะตอม}}~{\mbox{ซม.}}^{-2}~{\mbox{แมก}}^{-1}}$

(ดูเพิ่มเติม: ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]} )

นักดาราศาสตร์ได้กำหนดการกระจายตัวสามมิติของการดูดกลืนแสงใน "วงกลมสุริยะ" (บริเวณกาแล็กซีของเรา) โดยใช้การสังเกตดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้และใกล้รังสีอินฟราเรดและแบบจำลองการกระจายตัวของดาวฤกษ์^{[ 23 ] [ 24 ]}ฝุ่นที่ทำให้เกิดการดูดกลืนแสงส่วนใหญ่จะอยู่ตามแขนกังวลดังที่สังเกตได้ในกาแล็กซีกังวลอื่นๆ

ในการวัดเส้นโค้งการดูดกลืนแสงของดาวฤกษ์สเปกตรัมของดาวฤกษ์จะถูกเปรียบเทียบกับสเปกตรัมที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์ที่คล้ายกันซึ่งทราบว่าไม่ได้รับผลกระทบจากการดูดกลืนแสง (ไม่ถูกทำให้แดง) ^{[ 25 ]} นอกจากนี้ยังสามารถใช้สเปกตรัมทางทฤษฎีแทนสเปกตรัมที่สังเกตได้สำหรับการเปรียบเทียบได้ แต่ไม่ค่อยเป็นที่นิยม ในกรณีของเนบิวลาเปล่งแสงมักจะพิจารณาอัตราส่วนของเส้นเปล่งแสง สองเส้น ซึ่งไม่ควรได้รับผลกระทบจากอุณหภูมิและความหนาแน่นในเนบิวลา ตัวอย่างเช่น อัตราส่วนของ การเปล่งแสง ไฮโดรเจนอัลฟาต่อไฮโดรเจนเบตาจะอยู่ที่ประมาณ 2.85 เสมอภายใต้เงื่อนไขที่หลากหลายซึ่งมีอยู่ในเนบิวลา ดังนั้นอัตราส่วนอื่นที่ไม่ใช่ 2.85 จะต้องเกิดจากการดูดกลืนแสง และสามารถคำนวณปริมาณการดูดกลืนแสงได้

ลักษณะเด่นประการหนึ่งในเส้นโค้งการดูดกลืนแสงที่วัดได้ของวัตถุหลายชิ้นภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกคือ 'ส่วนนูน' กว้างๆ ที่ประมาณ 2175 Åซึ่งอยู่ใน ช่วง อัลตราไวโอเลตของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ลักษณะนี้ถูกสังเกตครั้งแรกในช่วงทศวรรษ 1960 ^{[ 26 ] [ 27 ]}แต่ต้นกำเนิดของมันยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก มีการนำเสนอแบบจำลองหลายแบบเพื่ออธิบายส่วนนูนนี้ ซึ่งรวมถึง อนุภาค กราไฟต์ที่มีส่วนผสมของ โมเลกุล PAHการตรวจสอบอนุภาคระหว่างดาวที่ฝังอยู่ในอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ (IDP) สังเกตเห็นลักษณะนี้และระบุตัวพาที่มีคาร์บอนอินทรีย์และซิลิเกตอสัณฐานอยู่ในอนุภาค^{[ 28 ]}

รูปแบบของเส้นโค้งการดูดกลืนแสงมาตรฐานขึ้นอยู่กับองค์ประกอบของตัวกลางระหว่างดาวซึ่งแตกต่างกันไปในแต่ละกาแล็กซี ในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นเส้นโค้งการดูดกลืนแสงที่กำหนดได้ดีที่สุดคือของทางช้างเผือกเมฆแมเจลแลนเล็ก (SMC) และเมฆแมเจลแลนใหญ่ (LMC)

ใน LMC มีการเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญในลักษณะของการดูดกลืนรังสีอัลตราไวโอเลต โดยมีค่า 2175 Å สูงขึ้นเล็กน้อย และมีการดูดกลืนรังสีอัลตราไวโอเลตไกลสูงขึ้นในบริเวณที่เกี่ยวข้องกับซูเปอร์เชลล์ LMC2 (ใกล้กับบริเวณดาวระเบิด 30 Doradus) มากกว่าที่พบในที่อื่น ๆ ใน LMC และในทางช้างเผือก^{[ 30 ] [ 31 ]}ใน SMC พบการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงกว่า โดยไม่มีการดูดกลืนรังสี 2175 Å และมีการดูดกลืนรังสีอัลตราไวโอเลตไกลสูงมากในบริเวณ Bar ที่เกิดดาวฤกษ์ และมีการดูดกลืนรังสีอัลตราไวโอเลตปกติในบริเวณ Wing ที่สงบกว่า^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

สิ่งนี้ให้เบาะแสเกี่ยวกับองค์ประกอบของตัวกลางระหว่างดาวในกาแล็กซีต่างๆ ก่อนหน้านี้ เส้นโค้งการดูดกลืนแสงเฉลี่ยที่แตกต่างกันในทางช้างเผือก LMC และ SMC ถูกคิดว่าเป็นผลมาจากความเป็นโลหะ ที่แตกต่างกัน ของกาแล็กซีทั้งสาม: ความเป็นโลหะของ LMC อยู่ที่ประมาณ 40% ของทางช้างเผือกในขณะที่ของ SMC อยู่ที่ประมาณ 10% การค้นพบเส้นโค้งการดูดกลืนแสงในทั้ง LMC และ SMC ซึ่งคล้ายกับที่พบในทางช้างเผือก^{[ 29 ]}และการค้นพบเส้นโค้งการดูดกลืนแสงในทางช้างเผือกที่ดูคล้ายกับที่พบในซูเปอร์เชลล์ LMC2 ของ LMC ^{[ 35 ]}และในแถบ SMC ^{[ 36 ]}ทำให้เกิดการตีความใหม่ ความแปรผันในเส้นโค้งที่เห็นในเมฆแมเจลแลนและทางช้างเผือกอาจเกิดจากการประมวลผลของอนุภาคฝุ่นโดยการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียง การตีความนี้ได้รับการสนับสนุนจากงานวิจัยในกาแล็กซีที่เกิดดาวฤกษ์อย่างรวดเร็ว (ซึ่งกำลังอยู่ในช่วงการก่อตัวของดาวฤกษ์อย่างเข้มข้น) ซึ่งแสดงให้เห็นว่าฝุ่นของพวกมันไม่มีส่วนนูนที่ 2175 Å ^{[ 37 ] [ 38 ]}

การลดทอนแสงในชั้นบรรยากาศทำให้ แสงอาทิตย์ ขณะขึ้นหรือตกมีสีส้ม และจะแตกต่างกันไปตามสถานที่และระดับความสูง โดยทั่วไปแล้ว หอดูดาวสามารถกำหนดลักษณะของเส้นโค้งการลดทอนแสงในท้องถิ่นได้อย่างแม่นยำมาก เพื่อให้สามารถแก้ไขการสังเกตการณ์เพื่อชดเชยผลกระทบดังกล่าวได้ อย่างไรก็ตาม ชั้นบรรยากาศนั้นทึบแสงอย่างสมบูรณ์สำหรับคลื่นแสงหลายช่วง ทำให้จำเป็นต้องใช้ดาวเทียมในการสังเกตการณ์

การลดทอนแสงนี้มีองค์ประกอบหลักสามประการ ได้แก่การกระเจิงแบบเรย์ลีห์โดยโมเลกุลของอากาศการกระเจิงโดยอนุภาคและการดูดซับ ระดับโมเลกุล การดูดซับระดับโมเลกุลมักเรียกว่าการดูดซับแบบเทลลูริกเนื่องจากเกิดจากโลก ( เทลลูริกเป็นคำพ้องความหมายของคำว่าโลก ) แหล่งที่มาสำคัญที่สุดของการดูดซับแบบเทลลูริกคือออกซิเจนโมเลกุลและโอโซนซึ่งดูดซับรังสีใกล้อัลตราไวโอเลต ได้มาก และน้ำซึ่งดูดซับรังสีอินฟราเรดได้ มาก

ปริมาณการดูดกลืนแสงดังกล่าวจะต่ำที่สุดที่จุดสูงสุด ของท้องฟ้าของผู้สังเกต และสูงที่สุดใกล้ขอบฟ้า ดาวฤกษ์ ดวงใดดวงหนึ่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วงตรงข้ามกับดวงอาทิตย์ จะขึ้นไปถึงระดับความสูงสูงสุดในท้องฟ้าและเวลาที่เหมาะสมที่สุดสำหรับการสังเกต เมื่อดาวฤกษ์อยู่ใกล้เส้นเมริเดียน ท้องถิ่น ในช่วงเที่ยงคืนและหากดาวฤกษ์มีค่าเดคลิเนชัน ที่เหมาะสม ( เช่น คล้ายกับ ละติจูดของผู้สังเกต) ดังนั้น เวลาตามฤดูกาลเนื่องจากการเอียงของแกนหมุน จึงมีความสำคัญ การดูดกลืนแสงจะประมาณได้โดยการคูณเส้นโค้งการดูดกลืนแสงของบรรยากาศมาตรฐาน (ที่พล็อตเทียบกับแต่ละความยาวคลื่น) ด้วย มวลอากาศเฉลี่ยที่คำนวณตลอดระยะเวลาการสังเกต บรรยากาศที่แห้งจะลดการดูดกลืนแสงอินฟราเรดลงอย่างมาก

• Binney, J. & Merrifield, M. (1998). ดาราศาสตร์กาแล็กซี . พรินซ์ตัน: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน. ISBN 978-0-691-00402-0.
• Howarth, ID (1983). "LMC และการดับแสงของกาแล็กซี" . ประกาศรายเดือนของราชสมาคมดาราศาสตร์ . 203 (2): 301– 304. Bibcode : 1983MNRAS.203..301H . doi : 10.1093/mnras/203.2.301 .
• คิง ดีแอล (1985) "การสูญพันธุ์ของบรรยากาศที่หอดูดาว Roque de los Muchachos, La Palma" หมายเหตุทางเทคนิค RGO/La Palma 31 .
• McCall, ML (2004). "เกี่ยวกับการหาค่าการดูดกลืนแสงจากปรากฏการณ์แดงขึ้น" วารสารดาราศาสตร์ 128 : 2144–2169 . http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
• Rouleau, F.; Henning, T.; Stognienko, R. (1997). "ข้อจำกัดเกี่ยวกับคุณสมบัติของตัวพาคุณลักษณะระหว่างดาวฤกษ์ 2175 Å" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 322 : 633– 645. arXiv : astro -ph/9611203 . Bibcode : 1997A&A...322..633R .