In de astronomie zijn reflectienevels wolken van stof die door licht van een nabije sterren oplichten. Deze sterren zijn niet heet genoeg om ionisatie te veroorzaken in het gas van de nevel zoals in emissienevels maar zijn helder genoeg om het licht te verspreiden en het stof zichtbaar te maken. Het frequentiespectrum dat door reflectienevels wordt verkregen, is gelijkaardig aan dat van verlichte sterren.
De microscopische deeltjes die verantwoordelijk zijn voor de verspreiding, zijn koolstofsamenstellingen (zoals diamantstof) en samenstellingen van andere elementen (voornamelijk ijzer en nikkel). Het ijzer en nikkel wordt vaak uitgelijnd met het galactisch magnetisch veld dat ervoor zorgt dat het verspreide licht lichtjes wordt gepolariseerd. Het onderscheid tussen emissienevels en reflectienevels werd pas in 1922 gemaakt door Edwin Hubble. De reflectienevels zijn meestal blauw aangezien de verspreiding van licht meer efficiënt is voor blauw dan voor rood licht (dit is het zelfde verspreidingsproces dat ons een blauwe lucht en rode zonsondergangen geeft). Reflectienevels en emissienevels worden vaak samengezien. Soms worden ze als diffuse nevel omschreven zoals de Orionnevel. Er zijn momenteel zo'n 500 reflectienevels bekend. De bekendste reflectienevel is deze rond de sterren van de Pleiaden. Een blauwe reflectienevel kan ook gezien worden in het sterrenbeeld Sagittarius. Deze kreeg de naam "Trifid nevel". De grote ster Antares, die erg rood is (spectrale klasse M1), wordt omgeven door een grote rode reflectienevel.
Net zoals in emissienevels worden er in reflectienevels ook sterren gevormd.
In 1922 publiceerde Edwin Hubble de resultaten van zijn onderzoek over heldere nevels. Een deel van het werk is de Hubble helderheidswet voor reflectienevels welke een verband legt tussen de grootte van de hoek (R) van de nevel en de magnitude (m) van de bijbehorende ster:
5 log(R) = -m + k
Waar k een constante is die afhankelijk is van de gevoeligheid van de metingen.
