天體射來的光線通過地球大氣層，受到大氣的折射，這種現象和由此引起的折射量統稱為大氣折射，又稱蒙氣差。在上稀下密的地球大氣層中，天體S發出的光因大氣折射率的變化而逐漸彎曲，以致在M點的觀測者看到天體在S(的方向。假如z0為天體的真天頂距，z為視天頂距，角ρ＝z0－z就是大氣折射。大氣折射使天體向天頂方向偏折，在天體測量工作中必須修正大氣折射的影響。

　　約在公元前二世紀，希臘的波西東尼烏斯發現大氣折射對測量的影響。後來，托勒密在他的著作《光學》中進一步論述瞭大氣折射問題。在中國，晉代的薑岌是最先提到大氣折射的學者。十六世紀，第谷測定瞭大氣折射值。十七世紀，G.D.卡西尼首先建立大氣折射理論。此後，不少著名學者，如牛頓、佈拉得雷、拉普拉斯和貝塞耳等都對大氣折射進行過研究。他們都將密度不同的大氣層，假定為一層層與地球同心的均質球殼。由於地球半徑很大，天頂附近的各層大氣也可以近似地用平行平面層模型來表示。這種模型稱為均勻大氣模型，即不考慮實際大氣中存在的局部不均勻性和不對稱性。在對大氣物理性質隨高度而改變的規律作瞭某些假定後，可導出若幹種計算大氣折射的方法。在天頂距小於70°時，算得的結果與實際尚能符合。但當接近地平時，大氣折射的精確計算，至今仍是一個尚未解決的問題。

　　根據均勻大氣模型，大氣折射ρ可表為：

ρ=Atgz+Btg3z，

式中z為觀測天頂距，系數A、B僅與測站的大氣折射率有關，因而主要與該處大氣的溫度、壓力等物理參數有關。在溫度為0℃、壓力為760毫米汞柱時大氣折射ρ為：

ρ=60.″29tgz－0.″0669tg3z，

當天頂距不太大時，可近似地表為：

ρ=60.″29tgz。

為便於計算，已編有各種大氣折射表。根據觀測的天頂距和觀測時記錄的氣溫和氣壓，從大氣折射表中可以查出大氣折射值。至今應用最廣的是普爾科沃天文臺所編的大氣折射表（1870年初版）。

　　由於大氣的折射率與光的波長有關，大氣折射也就因光的顏色而異。這種大氣色散效應使得不同光譜型的恒星有不同的大氣折射，因而會在觀測的天頂距中引入與光譜型有關的誤差。由於觀測處的氣溫、氣壓、水汽壓和光波長等參數隨時在變化，而且不易測準，所以即使測量瞭觀測處的氣溫、氣壓後，算得的大氣折射仍含有一定的誤差。另一方面，大氣結構還受地區性局部氣象因素的影響，因而其對稱性或多或少地發生變化，所以用理想的均勻大氣模型算得的大氣折射也就與實際情況有差異。這種差異通常稱為反常折射。反常折射可達到十分之一角秒的量級，嚴重地影響地面光學天體測量儀器的測角精度。除天頂距方向的折射外，還有水平方向的大氣折射，稱為旁折射，它會給近地面的天文方位角觀測帶來誤差。在人造衛星或月球激光測距工作中，因為大氣折射使觀測到的光行時間與真空中的實際情況不同，所以必須從測距結果中扣除因大氣折射所引起的光程影響。甚長基線幹涉測量（見甚長基線幹涉儀）和人造衛星多普勒觀測也受到大氣折射的影響。