。所有散斑成像的技术原理都是以极短的***时间对目标天体进行拍摄，并进行影像处理以去除视宁度的效应。天文学家以这些技术获得了一些新发现，包含了数千个不使用相关技术就无法分辨的联星，以及其他恒星表面类似太阳黑子的现象。而许多技术至今仍在使用，尤其是成像对象相对较明亮时。理论上，望远镜的分辨率极限是基于夫琅禾费衍射的望远镜主镜口径的函数。这会导致远处的物体成像会分散为一个小区域的斑点，即艾里斑。散斑的理论是统计光学的一部分，与光的相干理论在很多地方相似和相通。一群分布在小于分辨率极限距离内的物体成像看起来是单一物体。口径较大的望远镜因为可接收较多光线，所以能观测到光度较微弱物体，并且也可看到体积较小物体。

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，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。另外可配置加热/温控、压力、经皮氧分压/二氧化碳分压、离子导入等模块，满足更多科研要求。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。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。在微循环血流监测中，激光多普1勒技术已经非常成熟，激光多普1勒血流仪也已完全商品化。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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