スペックル・イメージング
典型的なシーイングでの、大口径の主鏡(機械的な限界よりは十分小さいものとする)の実用的な分解能の限界は、シーイングパラメーター r0(長時間露光する場合、主鏡の直径をこれより大きくしても、シーイングのために分解能が改善できなくなる限界の直径)に等しい直径の主鏡の分解能と同じになるが、これは何と直径20cmの主鏡を十分良いコンディションで用いた場合に相当するに過ぎない。スペックル干渉法と補償光学の導入がこの限界を取り除く道を提供するまで、長年に渡って、望遠鏡の性能はこの現象により制限されてきた。
スペックル・イメージングは画像処理技術を用いてオリジナルのイメージを再構成する。この技術の核心は、アメリカ合衆国の天文学者であるデイヴィッド・L・フリード (en:David L. Fried) によって 1966年に発見された。これは、実質的に大気が「凍って」動かないと見なせるほど、非常に短い露光で撮影するものである。赤外線イメージにおいては、露光時間は 100ms のオーダーであるが、可視光線領域においては 10ms 程度まで下げられる。この程度あるいはそれより短いタイムスケールのイメージでは、大気の運動は分解能を低下させる現象を生ずるには遅すぎるので、画像として記録されるスペックル(speckle ; 斑点)は大気を通したシーイングの、その瞬間のスナップショットである。
つまり、シーイングによって長時間露光での天体の分解能が劣化する原因は、瞬間的に生じる天体画像のぼやけにあるわけではなく、撮像面における天体の像が時間とともにランダムに動き回ることにあるということである。従って、短時間露光を行えば原理的にシーイングによるぼやけを排除できるはずであるが、暗い天体を短時間露光する場合は、撮像面の1画素(あるいは写真乾板であれば 1つの感光結晶)が捉えられる光子は1個かあるいは0個の場合もあり得るため、1枚の画像では対象はノイズの中に埋没することになる(だからこそ長時間露光を行う必要があるわけである)。