实际上因为地球大气层的扰动，望远镜的分辨率极限会大于艾里斑，并且会使原为单一斑点的艾里斑因为大气层随机扰动而形成一系列直径接近的斑点，并且覆盖了比艾里斑更大的面积（参见右方联星影像）。在一般的视宁度下，望远镜口径相当于视宁度参数r0（约20厘米），并且观测条件良好时，实际的分辨率极限是主镜口径和机械性能限制。多年来因为前述限制，望远镜的性能提升程度有限，邢台激光成像仪，直到散斑干涉法和自适应光学的发展才得以消除前述性能限制。散斑成像是透过图像处理技术以重建原始影像。散斑成像的关键技术是由美国天文学家大卫·弗里德在1966年开发完成。该技术是以极短曝光时间拍摄到大气层“扰动停止”时的天体影像。在红外线波段的曝光时间约100毫秒量级，而可见光部分则是更短的10毫秒。影像在如此短暂的曝光时间下，大气层的扰动相较之下更慢而无法对影像产生影响，即快速曝光的影像中斑点是短时间内大气视宁度状态下的影像。
散斑成像法的技术：基于位移叠加法的技术在被称为“位移叠加”的方式中，多功能激光分子成像仪，短时间曝光的所有影像依照明亮的斑点依序排列，并且进行强度平均以取得单一输出影像。在幸运成像法中，只有的数幅短时间曝光影像会被选用。较早期的位移叠加技术是基于影像几何中心，因此获得的斯特列尔比较低。基于散斑干涉法的技术法国天文学家安托万·埃米尔·亨利·拉贝里耶于1970年提出物体高分辨率结构影像等信息可经由对物体的散斑图像进行傅里叶转换（散斑干涉法）而得到。1980年代相关技术的发展让研究人员得以将散斑图像进行干涉的影像重建而得到高分辨率影像。
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