激光器用于全息照相后，就发现激光形成的散斑。但它被认为是一种带着无用信息的特殊噪声。1969～1970年，散斑所携带的信息得到了应用，发展成为一些测试方法。例如J.A.伦德尔茨的双光束散斑干涉法，E.阿奇博尔德、J.M.伯奇和A.E.恩诺斯的单光束散斑干涉法，K.A.斯特森等人的散斑测振法。前两种属于测量变形的散斑干涉法。散斑产生条件为使散射光均匀，粗糙表面深度必须大于波长；入射光线相干度足够高。散斑基本性质散斑与均匀场相干所得散斑图与自身散斑图分布差别不大，全暗光斑较少一些。散斑与均匀场的不相干叠加，南通血流仪，没有全暗散斑。两个散斑场的相干相加，散斑大小无明显变化。两个散斑场的非相干相加，没有全暗光斑。






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，血流检测仪，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，散斑血流仪，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，血流分析仪，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。




自1960年激光器问世后不久，人们就观察到了一种现象：被激光照明的物体，其表面呈现颗粒状结构。这种颗粒状态被取名为'激光散斑'。这种强度随机分布的散斑图样，可以由激光在粗糙表面反射或激光通过不均匀媒质时产生。因为大多数物体表面对光波的波长来讲是粗糙的，由于激光的高度相干性，当光波从物体表面反射时，物体上各点到适当距离的观察点的振动是相干的。因此观察点的光场是由粗糙表面上各点发出的相干子波的叠加。因为粗糙度大于光波波长，所以物体各点发出子波到达观察点的位相是随机分布的。相干叠加结果就产生了散斑的随机强度图样──颗粒状。显然，这种随机强度分布图样可用统计方法来描述。从牛顿时代起一些科学家就观察到散斑现象。I.牛顿在当时就解释过为什么能观察到恒星的闪烁现象而观察不到行星的类似现象。现在人们知道这两类星体的空间相干性是不同的。1877年K.埃克斯纳研究散射光干涉现象时，在夫琅和费衍射亮环内观察到辐射颗粒状散斑图样，这种辐射状是光源单色性不够引起的。1914年M.von劳厄发表的夫琅和费照片更清楚地显示了辐射颗粒状结构，并讨论了它的统计特性。




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