在此之前，人们已经认识到，当望远镜口径显著大于视宁度参数（大气相干直径）时，天文目标的长曝光像几乎失去了所有高频信息，短曝光像也因为波前畸变而破碎变形。拉贝里认为，只要曝光时间短于大气相干时间，就可从天文图像中获取高频信息。满足上述短曝光条件的图像称为斑点图（speckle image）。天文图像的高频缺失和变形源于湍流大气造成的图像相位的随机变化，斑点干涉术放弃图像相位，仅统计图像的功率谱。这种方法可以获取离散点源目标（如双星或三星）包含于功率谱或自相关中的高频信息，如双星的强度比和角距离，突破了大气视宁度对天文图像分辨率的限制。在数字成像器件尚未广泛应用于天文观测时，斑点图是由胶片拍摄的。为获得斑点图的平均功率谱，拉贝里设计了如图1所示的光学傅里叶变换装置，拉动记录了系列斑点图的胶片，在焦面上进行多次曝光即可获得天文图像的平均功率谱。

图1云南天文台早期使用的复制拉贝里装置的斑点干涉装置

经典斑点干涉术的主要缺点是丢失了图像的相位信息。1977年，德国天文学家G.P.魏格尔特（G.P.Weigelt， 1947-2-7～ ）对斑点干涉术进行了重要的改进。该方法对斑点图的平均重谱（bispectrum）进行统计，称为斑点掩模法（speckle masking）。重谱是三阶矩，保留了图像的相位信息，通过在重谱上由低频至高频的递推即可获得图像的完整相位。斑点掩模法是一种成熟的高分辨率成像方法，在现代太阳高分辨率观测中获得了广泛的应用。中国1米新真空太阳望远镜（NVST）可以在不使用自适应光学的情况下，仅靠斑点掩模法实现逼近衍射极限的高分辨率成像（图2）。美国1.6米古迪太阳望远镜（Goode Solar Telescope; GST）则使用斑点掩模法作为其自适应光学系统的后处理算法。

图2 NVST使用斑点成像技术拍摄的太阳黑子高分辨率图像（光球，705.8纳米）