（图多预警~~~）（14日晚上已经200赞同了好感动T_T。这是我知乎上的首个破百赞同的答案，感谢大家~~~不过作为理科男我的福利就只能是答案最后对行星部分的更新了.....而且好像写的更geek了捂脸）这事得从折射定律开始说起。当光穿过密度不一样的介质的时候会发生偏折，偏离原来的传播方向，就像这样：而空气，不是铁板一块的。随时随地都会产生湍流。对的，就是坐飞机的时候空姐经常说的“颠簸”的原因。飞机飞过之后的空气、风扇吹出来的风都可以算是湍流。（所以对小飞机来说，跟在大飞机后面马上起飞可是会翻车，哦不，翻机的哦～）以上的是大的湍流，空气里还有小的湍流，可能因为空气上下温度不均、或者有冷暖锋要过境了而形成的。即使在晴空万里，看起来空气非常宁静的正午，空气中也还是有很多小湍流的，就像烧水的时候透过水壶口看后面的墙壁会有一点变形一样，因为地面（水壶口）不断在产热，下面的空气向上跑。空气最宁静的时候一般是晚上，空气基本上都冷却下沉到地面，与上层的空气交换变少（所以搞天文的才要熬夜？）。而这些或大或小的湍流，使空气的密度变得不均匀。本来恒星的光是平行光，两个透镜就可以使光会聚，在焦平面上看到一个清晰的像：当然完全成为一个点是不可能的，因为还有衍射在，艾里斑。现在不均匀的空气就使星光发生偏折，相当于加上了很多奇怪的透镜，就变成了这样：湍流元的速度一般是10米/秒，所以如果站在一个地方不动，亮区和暗区就会轮流扫过观测者，看到星星时明时暗。这种现象在望远镜里用肉眼观察尤其明显，特别是对准地平线附近的恒星的时候，会抖得很厉害。而在拍摄中，因为相机可以曝光比较长的时间，就会看到很多个恒星像在不同的地方：这会使我们比较难分辨出恒星。那怎么解决这个问题呢？机智的天文学家们（到目前为止）想出了三个解决办法。第一是把望远镜扔到天上去：太空中没有大气，当然就没有湍流啦，一了百了。但是这个方法贵啊，不是每个国家都有能力扔一个十来吨重的东西上天啊。所以我们就在地面上下手：自适应光学既然空气会将星光偏折。也就是把光的波前搞的歪歪扭扭：那么我就把望远镜也搞得歪歪扭扭：就搞定了。一般镜面的形变大小不大（几微米左右），但是空气变化很快，这就要求望远镜在0.5到1毫秒之内完成形变，然后准备下一次的形变。那我们怎么知道空气是怎样形变的呢？答案是人工造一颗“星”出来。这是欧南台的VLT在用大功率激光器造出一颗“星”来获取空气抖动的情况。当然这种激光器因为功率太大会造成危险，所以在附近有飞机的时候会暂时关闭。最后一种就直接破罐子破摔了，空气要抖就让它抖去吧～这种技术叫做幸运成像，一张照片照出来是这个样子的：然后我们重复5000次，把5000张照片叠在一起，这样最亮的地方基本上就是恒星所在的地方：之后再把每张照片最亮的地方移到一起，看起来就不是一坨亮光了：再挑出最好的500张照片（标准我不是很清楚）叠加，效果拔群：明显看到有三个天体了吧？所以星星一闪一闪这事，一般人看起来可能听好玩，但是对于搞天文的来说还是挺大的问题...（2015.03.14更新）有评论指出没有解释为什么肉眼能看到的行星不闪。嗯的确是我当时的疏漏，补上~行星的光跟恒星的一样，都会收到湍流的影响；但是他们闪烁的程度不一样，这是因为恒星与行星的大小不一样：行星大， 恒星（除太阳以外的）小。行星距离我们比较近，所以一般视直径在几角秒到几十角秒之间：水星：5.6"，金星：12.7"，火星：4.1"，木星：43.4"，土星：17.3"
（用的是Stellarium今天的数据）当然不同时间视直径会有一些差别。恒星虽然实际直径比行星大好多，但是架不住距离远。离我们最近的比邻星（4.3光年）如果按2000个太阳直径（维基百科巨大恆星列表里面最大的再四舍五入）来算的话也只有7"。所以实际上恒星的视直径远比这个小（实际的比邻星直径只有0.15个太阳半径，对应0.00053"），至少可以认为比行星的视直径小一个量级（除以一个10）。而不管天体的大小怎么改变，湍流元的大小是不变的。天体的大小变大了说明它可以包含更多的湍流元。然后我们来做(kai)近(nao)似(dong)~~假设一个湍流元可以在单位时间内使湍流元所在的区域变暗，变暗的程度服从一个高斯分布：D \sim U(0,1)这个区域的亮度就是原来的亮度乘上变暗的程度：I=I_0D这样在不同的时刻看来这片区域就有不同的亮度，也就是在闪烁了。我们假定对一个像素在某段时间测量得到的亮度的标准差（弥散程度）为\sigma_I ，根据统计学的公式，可以知道如果在这段时间内有N个像素，我们对它们同时进行测量的话，这N个像素的亮度平均值\bar{I}= \sum_{i=1}^{N}I_i的标准差为：\sigma_{\bar{I}} =\frac{\sigma_{I}}{\sqrt{N}}显然湍流元的数量越多，平均亮度的标准差（弥散程度）越小。我们假设恒星占了a个像素，而行星占了b个像素；显然a<b，有\frac{\sigma_{Star}}{\sigma_{Planet}} =\frac{\sqrt{b} \sigma_{I}}{\sqrt{a} \sigma_{I}}=\sqrt {\frac{b}{a}} >1所以行星的平均亮度随时间变换的浮动程度更小，也就是闪烁程度更不明显。而行星虽然大，但是也只有十来个角秒，人眼仍然分辨不出它是个面源，所以拿行星的总亮度来估计实际亮度是可以的。光有理论不是很直观，我们还可以纸(bian)上(ge)谈(cheng)兵(xu)一下。假设这是一颗恒星，它的直径是7个格子，面积大约是39个格子；假设有一颗行星，直径是14个格子，那么面积就大约是154个格子。每个格子的亮度遵从上面说的分布，那么它们的标准差的比就应该是0.5032。拿MATLAB各做5000次模拟。（哦你问为什么不拿70当行星直径？因为MATLAB跑得慢......）恒星的结果：浮动比较大，标准差是0.0457。行星的结果：浮动比较小，标准差是0.0232。0.0232/0.0457=0.5077Bingo.不过这样的脑洞肯定跟实际情况有出入，毕竟这里假设了每个格子的亮度都均匀，但是实际上恒星的亮度分布是点扩散函数；而且亮度的随机性也不是简单地服从高斯分布。这样的假设只能定性的说明行星闪烁程度更低罢了（摊手~）。最后建议大家拿望远镜看看大气湍流下的行星和月亮，观察一下它们是怎么被我们呼吸着的大气扭曲的吧~~参考资料：湍流、艾里斑、甚大望远镜、自适应光学、幸运成像、比邻星}