大气给地面生活的人类提供了一定的保护，从而使得地球表面有比较合适的温度，湿度和气体组成。但是，对于天文观测，这样的保护却成为了桎梏。
从可见光观测的角度看，大气是一种折射率不均匀而且随机变化的介质。这种介质对于光学成像的影响有：
大气色散：由于大气对于不同波长的光波折射率不同，因此经过大气的星光会拉成一条色带/光谱线（就像牛顿通过三棱镜看到的白光光谱，对于大气可以用一个平行玻璃板模型来进行描述）。这条色带与观测的天体的位置有关，一般来说，天顶角越大，则色散越大。一个经验公式是这样的: 当z'小于45度时，
；
当z'小于75度时，
。
可见，大气色散对于高分辨率天文观测（如测光，光谱，成像等）都带来了影响。为了消除这些影响，我们可以使用一种叫做Atmosphere Dispersion Corrector (ADC) 的器件。这种器件利用光学玻璃配对的思想，在望远镜观测时，实时产生一个与观测目标色散方向相反的色散。这种器件我在后面会详细介绍。
Fig 1. 三棱镜折射白光（From Baueroptics）
大气消光：大气中所含的水汽，二氧化碳以及尘埃等会对经过大气的光波吸收和散射。这直接导致了地面上无法对紫外波段进行观测。而在可见光和红外波段，大气的影响也不是可以忽略的。Stritzinger对地面观测到的星光有一个如下的测光经验改正：
，但是在不同的台址，实际的测光改正需要重新测一下。。。
大气发射：对于光谱观测，这是不好的影响。大气发射的光主要是天光，月光，极光以及地面附近的灯光。目前来说，灯光的影响已经越来越严重了，这会使得大气在Hg，Na有很强的发射线，影响光谱测量精度。另外，强烈的天光也会对暗弱目标的测光和成像造成影响。
大气湍流：虽然对于同一个波长的光波，大气的折射率一般是相同的，但是，实际上折射率依然会有一个小的波动。由于大气层很厚，这样的小的波动也会累计而导致影响最终的成像。这种波动的来源是：
我们都知道，任何物质在受热的时候都会发生热涨冷缩，那么大气也不例外。在白天，太阳光直射地面，地面温度升高。进入夜晚，地面聚集的热量开始散发。由于地表环境不同，热容量大小不同，加之散热速度快慢有异。会导致部分地区的大气温度比较高，另一部分的温度比较低。温度高低不同，进而导致大气体积/密度/压强发生变化。
大气的折射率与温度，压强满足下面的关系：
Fig 2. 大气湍流示意图 (By da Vinci)
即：折射率与大气压强成正比，与温度变化成反比。
这样的情况下，大气似乎会分成团块。但是，由于大气同时是一种流体，密度和压强的不均匀会导致不同的团块互相压挤，破碎。最终，形成了一些小的团块。这些小的团块会继续破碎，直到能量完全被以热能的形式耗散掉。在这样的挤压、破碎的过程中，不同位置的大气的折射率也会发生非常快速的变化，这种快速变化的折射率会对来自天体的光线发生干扰。这种干扰类似于晚上在游泳池底向上看时的情景，观察者会发现灯光在抖动，此外很难准确的看到灯具的形状。我们在地面观测天体时，也会发现星星在“眨眼”。
具体地说，大气湍流带来了两个作用：闪烁和抖动。
闪烁：指的是由于大气湍流的影响，导致部分本应该进入望远镜或者眼睛的星光发生了偏折，到达了孔径之外。最终导致天体的亮度发生了明显的变化（这种变化对于测光，尤其是太阳系外行星测光或者通过测光对星震研究有很大影响）。
抖动：指的是由于大气湍流的影响，使得来自天体的平面光发生了相位变化，简单说就是给望远镜戴上了一个不合适的眼镜。这个眼镜使得望远镜得到的图像不停地变化，抖动。这一现象给天文成像、密集星场的光谱、测光、天体测量、干涉等都都带来了影响。