Свет поглощается при распространении в межзвездной среде. Как хорошо известно, в направлении центра нашей Галактики поглощение очень велико. Сильно поглощается свет звезд, расположенных внутри или за плотными газовыми облаками и туманностями. Основную роль в поглощении света играет пыль (на втором месте - поглощение в линиях водорода).

При исследовании межзвездного поглощения всегда ставились две проблемы. Первая - построение карты поглощения. Для астрономов-наблюдателей обладание такой информацией - насущная потребность. Надо знать в каком направлении стоит смотреть, а в каком нет, и насколько (в среднем) будет ослаблен свет источника расположенного в определенном направлении. Такие карты построены, их делают с не слишком высоким угловым разрешением, в несколько градусов, поскольку в среднем поглощение меняется достаточно плавно, но на фоне этого среднего распределения наблюдаются отдельные компактные области с очень высоким поглощением.

Вторая задача в некотором смысле противоположна первой - определить средний закон поглощения в достаточно большой области, но зато очень точно и детально, для многих длин волн. Решение такой задачи очень важно для изучения свойств межзвездной пыли.

Авторами данной работы были определены средние кривые поглощения в широком спектральном интервале (от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона) для Большого и Малого Магеллановых Облаков и для нашей Галактики (Млечного Пути). Для этого были получены и объединены многочисленные индивидуальные измерения поглощения в каждой из трех галактик. Индивидуальное измерение поглощения производится следующим образом. Ищутся две расположенные близко друг от друга на небе звезды одинакового (или близкого) спектрального класса, одна из которых расположена ближе к нам, а другая дальше, за слоем поглощающей материи. Для каждой из звезд строится детальный спектр. Пример подобной пары звезд (AzV 23 и AzV 404) показан на нижнем графике. Синий спектр соответствует звезде со слабым поглощением, красный с сильным. Заметен существенный рост поглощения в коротковолновой области спектра (в правой части горизонтальной оси). То, что исходные спектры этой пары звезд достаточно похожи, определяется по отношению интенсивностей отдельных линий, а существенная систематическая разница является уже следствием поглощения. Обработка разности двух приведенных слева спектров позволяет построить индивидуальную кривую поглощения, приведенную справа. (Вся кривая блеска основана на разности указанных спектров, дополнительная коррекция проводилась только вблизи линии водорода Лайман-альфа - самой мощной линии поглощения в правой части спектров.)

На верхнем графике показаны получившиеся средние кривые поглощения. Кривые, отмеченные точками относятся к Магеллановым Облакам (зеленая - к Малому Магеллановому, а синяя и красная - к Большому Магеллановому Облаку, красная - средняя по всему БМО), а пунктирная кривая к Млечному Пути. Видно, что кривые поглощения Малого Магелланового Облака и Млечного Пути сильно различаются (в коротковолновой области), а поглощение в различных частях Большого Магелланового Облака занимает промежуточное положение.