爲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，大望遠鏡的分辨率因而受到嚴重限制(見天文寧靜度)。天文像復原的目的，是使觀測結果的分辨率接近或達到望遠鏡的衍射極限，從而再現消除了大氣影響的星像。
1970年，法國拉貝里提出，如果曝光時間短(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複雜圖像。所謂斑點就是入射波前上同位相區域的光線干涉的結果，其尺寸接近望遠鏡的衍射極限。在斑點干涉圖的瞬時天體像中包含了接近衍射極限的高分辨信息。對斑點干涉圖進行物理上稱爲傅里葉變換的處理，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。這個過程被稱爲斑點干涉測量。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闇弱的星像拍攝下來。在美國基特峯天文臺4米望遠鏡的斑點照相機示意圖中：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。干涉濾光片5帶寬約200埃，限制入射光的波寬範圍，以保證成像光束的瞬時相干性。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)斑點干涉圖，以便進行統計平均，並提高測量結果的信噪比。對斑點干涉圖可用模擬方法處理：用平行的激光光束穿過斑點干涉圖，投射到照相底片上，底片上記錄的衍射花樣便是傅里葉變換的干涉圖。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干涉圖掃描，數字化的測量結果輸給電子計算機，再進行傅里葉變換。斑點干涉測量是一種被動方法，其應用頗受原理上的限制。此外，快速拍攝闇弱星像，儘管採用了多級像增強器，也只能應用到亮於15等星(見星等)的天體。
另一種稱爲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。爲此，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，例如主鏡採用撓性結構，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)作爲基準，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，這種技術突破了大氣限制，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。
