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）。使用激光散斑技术可以测量血管管径，血管密度，血液流速和血流灌注等微循环参数。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，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***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***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***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***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，短时间***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。像常听说的红宝石(RUBY)激光就是运用激光原理，以红宝石为媒介，主要针对黑色及咖啡***素、将光线和色素结合，使之被分解，当色素渐渐被身体吸收后，色1斑的颜色就会随之变淡了。在幸运成像法中，只有的数幅短时间***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。散斑干涉法曾有的限制是相关影像必须以电脑进行大多数的处理，在技术刚提出时的电脑运算速度难以满足天文学家的要求。与激光多普1勒技术不同的是，激光散斑是受激光照射物体产生的随机干涉效应的颗粒状图案。虽然当时有通用数据开发的几乎在科学界通用的迷你电脑Nova可使用，但它的运算速度让天文学家只能在“重要的目标天体”使用散斑干涉法。今日因为电脑的运算速度逐年快速增加，使现代的台式电脑也能简易地进行相关影像处理，这项限制已经不存在。)