Межзвёздное поглоще́ние све́та (межзвёздное ослабление света, межзвёздная экстинкция), ослабление света в результате его рассеяния и поглощения межзвёздными пылью и газом. Пыль сильнее ослабляет коротковолновое излучение, что ведёт к изменению распределения энергии в спектрах астрономических объектов – т. н. межзвёздному покраснению.

Межзвёздное поглощение света $A$ выражают в звёздных величинах и находят обычно из сравнения показателей цвета «покрасневшей» и «непокрасневшей» звёзд одного и того же спектрального класса и класса светимости. При этом сначала определяют избыток цвета звезды, обычно $E_{B-V},$ представляющий собой разность поглощений $A_B\!-\!A_V$ (где B и V – синяя и визуальная фотометрические полосы). Затем вычисляют абсолютное значение поглощения, используя коэффициент $R=A_V/E_{B-V}.$ В среднем в Галактике $R\approx3,\!1,$ однако в тёмных облаках $R$ может достигать 5–6. Такой способ позволяет найти полное межзвёздное поглощение света, если в межзвёздной среде отсутствует нейтральное поглощение света. Последнее может быть результатом ослабления света крупными пылинками: ослабление становится «серым» (не зависящим от длины волны $λ$) в видимой области спектра, если радиус частиц превышает 2–3 мкм.

Кривая межзвёздного поглощения, т. е. зависимость $A(λ),$ определена в диапазоне от 91,1 нм (граница серии Лаймана для атома водорода) до ≈20 мкм. В видимой части спектра кривые различаются несильно, а средняя кривая $A(λ)\proptoλ^{-1,3}.$ В инфракрасной (ИК) и особенно ультрафиолетовой (УФ) части спектра кривые межзвёздного поглощения значительно различаются.

Туманность Конская Голова – тёмная газово-пылевая туманность на фоне светлой эмиссионной туманности IC 434. Расположена в созвездии Орион на расстоянии около 1400–1500 световых лет от Земли. Фото: телескоп VLT (Европейская южная обсерватория).Туманность Конская Голова – тёмная газово-пылевая туманность на фоне светлой эмиссионной туманности IC 434. Расположена в созвездии Орион на расстоянии около 1400–1500 световых лет от Земли. Фото: телескоп VLT (Европейская южная обсерватория).В УФ-диапазоне выделяется пик с центром около $λ=217,\!5\ нм,$ положение которого достаточно стабильно, а ширина меняется (среднее значение около 47 нм). Происхождение этого пика связано с поглощением света присутствующими в межзвёздных облаках мелкими графитовыми частицами либо большими молекулами полициклических ароматических углеводородов. В далёком УФ-диапазоне поглощение растёт вплоть до $λ=91,\!1\ нм.$ Наблюдения в этой части спектра практически невозможны из-за поглощения света нейтральным водородом H I в ближайших окрестностях Солнца. С уменьшением длины волны сечение поглощения нейтральным водородом падает, однако излучение начинают поглощать нейтральные атомы He, C, N, O и др.

Для интерпретации наблюдений используют теорию рассеяния света малыми частицами. При моделировании чаще всего выбирают полидисперсные смеси углеродных и силикатных пылинок, в которых крупные частицы со средними радиусами 0,10–0,15 мкм ответственны за межзвёздное поглощение света в видимой и ИК-областях спектра, а мелкие частицы радиусом 0,01–0,02 мкм создают поглощение в УФ-диапазоне.

Величина межзвёздного поглощения света, рассчитанная на единицу пути, изменяется в широких пределах в зависимости от направления. Средняя величина поглощения в видимой области спектра в плоскости Галактики составляет $A_V\!\approx\!1,\!5$ звёздной величины. В некоторых областях, т. н. угольных мешках, $A_V$ может достигать десятков звёздных величин. Межзвёздное поглощение света уменьшается с удалением от плоскости Галактики; в полюсах Галактики $A_V\!\leqslant\!0,\!1$ звёздной величины. Наблюдаемое поглощение почти полностью возникает в межзвёздных облаках, тогда как в межоблачной среде оно не превышает ≈0,002 звёздной величины.