為消除大氣引起的望遠鏡中天體圖像畸變而發展起來的一種新技術。在一般天文觀測中，由於快速變化的大氣湍動的平均效應，所得到的星像是一個角徑0.″5～2″甚至更大的模糊圓，大望遠鏡的解析度因而受到嚴重限制（見天文寧靜度）。天文像復原的目的，是使觀測結果的解析度接近或達到望遠鏡的衍射極限，從而再現消除瞭大氣影響的星像。
1970年，法國拉貝裏提出，如果曝光時間間短（小於0.02秒），那麼在曝光瞬間大氣是相對穩定的，拍到的星像不會是模糊一團，而是由許多斑點細節所構成的復雜圖像。所謂“斑點”就是入射波前上同位相區域的光線幹涉的結果，其尺寸接近望遠鏡的衍射極限。在斑點幹涉圖的瞬時天體像中包含瞭接近衍射極限的高分辨信息。對斑點幹涉圖進行數學上稱為“傅裡葉變換”的處理，便可將這些信息提取出來，在某些情況下可以再現天體的像。這個過程被稱為斑點幹涉測量。這種技術之所以能夠實現，主要是由於多級像增強器技術的發展。應用這種技術才能在瞬間將暗弱的星像拍攝下來。圖為美國基特峰天文臺4米望遠鏡的斑點照相機：顯微物鏡3將星像放大，在照相機8的底片上顯示出斑點細節。幹涉濾光片5帶寬約200埃，限制入射光的波寬范圍，以保證成像光束的瞬時相幹性。棱鏡4用來補償大氣色散。照相機8的快門是聯動的，能在短時間內拍攝大量（幾十到幾百張）斑點幹涉圖，以便進行統計平均，並提高測量結果的信噪比。對斑點幹涉圖可用模擬方法處理：用平行的激光光束穿過斑點幹涉圖，投射到照相底片上，底片上記錄的衍射花樣便是傅裡葉變換的幹涉圖。在觀測雙星時，衍射花樣是平行的條紋，其間隔反比於雙星角距。條紋方向決定雙星連線的方位角。這套裝置已用於雙星的常規觀測，可測出0.″035的雙星角距，方位角誤差0°2。比模擬方法更精確的是數字方法，即用快速顯微密度計對每張幹涉圖掃描，數字化的測量結果輸給電子計算機，再進行傅裡葉變換。斑點幹涉測量是一種被動方法，其應用頗受原理上的限制。此外，快速拍攝暗弱星像，盡管采用瞭多級像增強器，也隻能應用到亮於15等星（見星等）的天體。
另一種稱為主動光學系統的像復原技術正處於試驗階段。這種技術是在光線進入探測器之前，主動改正入射光束的波前畸變。為此，需在光路中引入一種裝置，能夠快速檢測出波前畸變。主鏡的表面形狀是可以快速變化的，例如主鏡采用撓性結構，或由許多可控制的小鏡塊拼成。在上述檢測裝置控制下，鏡面不同部分可獨立運動。在光路中引進相反的波前畸變，則在最後焦平面上可獲得消除湍流大氣和光學像差影響的天體像。利用這種技術可以研究亮星鄰近區域的細節。
不論是主動或被動的天文像復原技術，一般都要求在被測天體的等暈區內有一顆足夠亮的星（其角直徑必須小於望遠鏡的衍射極限）作為基準，用來確定瞬時間大氣導致的波前畸變。所謂等暈區就是諸點源的波前畸變相同的區域，其大小約在10″之內。像復原技術一般也限於這個區域。目前，像復原技術還在發展之中，這種技術突破瞭大氣限制，是地面天文光學的一項重大發展，對解決許多天文學前沿課題具有很大的推動力。
參考書目
F.Pacini，W.Richter and R.N.Wilson，ESO Conference Optical Telescope of the Future，ESO/CERN，Geneva，1978.