人们从长期的观测实践和理论的研究中知道：天体发射出的电磁波（从可见光到无线电波段等）穿过地表附近的大气层到达观测设备时，会遭受到一系列的影响。包括：

①天体方向改变。地球大气层的密度一般上稀下密（大气反常时也会出现上密下稀的情形），相应地其折射率也逐渐变大，来自天体的电磁波会逐渐弯曲，最终使得天体的视天顶距小于其真天顶距，这一现象又称蒙气差。

②色散效应。因为大气折射率与电磁波的频率有关，不同波段的电磁波折射率不一样，波长越短，折射率越大，因此不同光谱型的恒星有不同的大气折射；此外，一颗点状的、辐射出多种颜色的恒星在经过大气层后会在天顶方向形成上红下蓝的短线。这一效应使星像发散成一个光带。

③光行时延长。由于在大气中的光速比真空中的光速慢，在地面进行任何测距或测距离差的观测中，如卫星激光测距、雷达测距、甚长基线干涉测量等技术，在大气层中，电磁波经过传播路径所花的时间会比在真空中花的时间有所延长。电磁波穿过的大气层路径越长或密度越大，光行时间延长也越大。

上述①、②的影响限制了传统的光学天体测量仪器观测精度的提高。③的影响也曾给20世纪60年代以来出现的天体测量新技术，如甚长基线干涉测量、全球定位系统、人卫激光测距带来一定的困难。后来发展了“双频观测”类的技术，如甚长基线干涉测量联合X波段和S波段的观测，全球定位系统发射两种相干频率等，用数据处理消除了电离层的主要部分影响，取得了高精度的结果。

 古希腊天文学家波西东尼乌斯^[注]早在公元前2世纪前后，就发现了大气折射现象。他通过对恒星位置的反复观测发现大气折射，并用光学折射原理阐述了这一现象。在中国，晋代的姜岌是最先提到大气折射的学者。16世纪，丹麦著名的天体测量学家第谷测定了大气折射值。著名的天文学家如I.牛顿、P.拉普拉斯等人都对大气折射有所研究。1870年俄罗斯科学院普尔科沃天文台根据H.吉尔当的理论编制了一份大气折射表，至今仍被广泛应用。

假定地球大气层由无穷多个与地球同心的等密度球层组成，各球层的密度随着高度而变化。对此变化规律作各种不同的假设，最后均可导出如下形式的大气折射的计算公式：

式中为观测天顶距。系数A、B与测站的大气温度和压强等物理参数有关。为便于实用，很多天文学家编制了大气折射表，根据观测的天顶距和观测时记录的气温和气压可以从表中查出大气折射值。当温度为0℃、压力为760毫米汞柱时大气折射为：

当不大于700时，上述的计算公式可以给出符合实际的结果，并且各种理论的结果也相当一致。当大于700以后，不同公式的分歧迅速增大。同时还发现水平方向的旁折射（由相同天顶距处的不同方位的大气密度不一样引起的），这会给测量天体天文方位角带来误差。可见实际的大气结构比理想同心球大气结构复杂得多，除了随机性的起伏外（引起偶然误差），还存在局部或区域性的变化（引起系统误差）。20世纪90年代，将高精度的现代化子午环的观测结果和依巴谷星表比较，发现半球天体测量的极限精度为0.04″。另一面已知窄视场CCD天体测量，视差的测定精度可达到1角分或更小。前者受到大气折射的全部，包括反常折射、湍流等的影响，后者只是和大气折射较差项有关。因此对于大气折射的影响，在低精度的天体测量要求时，可采用传统的做法：由大气折射表查出大气折射值给予改正。在高精度的天体测量要求时，即使是分散在天球上的一系列天体位置，为了尽可能消除大气折射的影响，只要有可能，应当以空间天体测量星表（如Gaia星表，2020年12月3日发布EDR3数据）为参考，用窄天体测量（相对测量）方法进行这项工作。

大气折射