Опти́ческая ма́сса атмосфе́ры, величина $m$, определяющая ослабление потока солнечного излучения при его прохождении через атмосферу. Является функцией зенитного расстояния $\theta$ Солнца. Понятие введено П. Бугером для описания зависимости, экспериментально установленной им в 1729 г. (закон Бугера – Ламберта – Бера). Для атмосферы эта зависимость имеет вид: $$S(\theta)=S_0 \exp(-m\tau_0),$$где $S$ – величина потока солнечного излучения: $S(\theta)$ – у поверхности Земли, $S_0$ – за пределами атмосферы; $\tau_0$ – оптическая толщина атмосферы по вертикали. При $\theta < 60°$ c высокой точностью $m(\theta)=\sec \theta$. При низком положении Солнца над горизонтом (при большом значении $\theta$) в расчётах необходимо учитывать рефракцию: эмпирически (введением т. н. функции Бемпорада) или аналитически.