Dalekohledy prošly v posledních několika stoletích dlouhou cestu. Z poměrně skromných zařízení postavených astronomy, jako jsou Galileo Galilei a Johannes Kepler, se dalekohledy vyvinuly na obrovské nástroje, které k jejich provozování vyžadují celé zařízení a plnou posádku a síť počítačů. A v nadcházejících letech budou vybudovány mnohem větší observatoře, které dokážou ještě více.
Tento trend k větším a větším nástrojům má bohužel mnoho nedostatků. Pro začátek si stále větší observatoře vyžadují buď stále větší zrcadla, nebo mnoho teleskopů spolupracujících - což jsou obojí drahé vyhlídky. Naštěstí tým z MIT navrhl kombinovat interferometrii s kvantovou teleportací, což by mohlo výrazně zvýšit rozlišení polí bez spoléhání na větší zrcadla.
Zjednodušeně řečeno, interferometrie je proces, při kterém světlo získává několik menších dalekohledů a poté se kombinuje, aby rekonstruovalo obrazy toho, co pozorovali. Tento proces používají zařízení jako je velmi velký teleskopický interferometr (VLTI) v Chile a Centrum pro astronomii s vysokým úhlem rozlišení (CHARA) v Kalifornii.
První se spoléhá na čtyři hlavní zrcátka 8,2 m (27 ft) a čtyři pohyblivé 1,8 m (5,9 ft) pomocné dalekohledy - což mu dává rozlišení ekvivalentní 140 m (460 ft) zrcátku - zatímco druhé se spoléhá na šest jednoho metru dalekohled, který dává rozlišení ekvivalentní k 330-m (1083 ft) zrcadlo. Zkrátka, interferometrie umožňuje dalekohledům vytvářet obrazy s vyšším rozlišením, než by bylo jinak možné.
Jednou z nevýhod je to, že během přenosu jsou fotony nevyhnutelně ztraceny. Výsledkem je, že pole jako VLTI a CHARA lze použít pouze k prohlížení jasných hvězd, a budování větších polí pro kompenzaci tohoto problému opět zvyšuje otázku nákladů. Jako Johannes Borregaard - postdoktorandský kolega v Kodaňském Centru pro matematiku kvantové teorie (QMATH) a spoluautor na papíře - řekl časopisu Space Magazine e-mailem:
„Jednou z výzev astronomického zobrazování je dosáhnout dobrého rozlišení. Rozlišení je měřítkem toho, jak malé jsou funkce, které můžete zobrazovat, a nakonec je určeno poměrem mezi vlnovou délkou sbíraného světla a velikostí vašeho přístroje (Rayleighův limit). Pole dalekohledu fungují jako jeden obrovský aparát a čím větší vytvoříte pole, tím lepší rozlišení získáte. “
Ale to samozřejmě znamená velmi vysoké náklady. Například extrémně velký dalekohled, který se v současné době staví v poušti Atacama v Chile, bude největším optickým a blízko infračerveným dalekohledem na světě. Když byl ESO poprvé navržen v roce 2012, uvedl, že projekt bude stát přibližně 1 miliardu EUR (1,12 miliardy USD) na základě cen v roce 2012. Upraveno o inflaci, která v roce 2018 vyjde na 1,23 miliardy USD a do roku 2024, kdy se plánuje dokončení výstavby, dosáhne zhruba 1,47 miliardy USD (za předpokladu míry inflace 3%).
"Astronomické zdroje navíc často nejsou v optickém režimu příliš jasné," dodal Borregaard. „I když existuje řada klasických stabilizačních technik, které se zabývají prvními, představuje to zásadní problém pro to, jak se běžně používají pole dalekohledů. Standardní technika lokálního záznamu světla na každém dalekohledu vede k příliš velkému šumu pro práci pro slabé zdroje světla. Výsledkem je, že všechna současná pole optických dalekohledů pracují kombinováním světla z různých dalekohledů přímo na jediné měřicí stanici. Cena, kterou je třeba zaplatit, je útlum světla při přenosu do měřící stanice. Tato ztráta je vážným omezením pro konstrukci velmi velkých dalekohledových polí v optickém režimu (současné optické sady mají velikost max. ~ 300 m) a nakonec omezí rozlišení, jakmile budou zavedeny účinné stabilizační techniky.
Za tímto účelem navrhuje tým Harvardu - vedený Emilem Khabiboullinem, postgraduálním studentem Katedry fyziky Harvardu - spoléhání se na kvantovou teleportaci. V kvantové fyzice teleportace popisuje proces, ve kterém jsou vlastnosti částic transportovány z jednoho místa na druhé prostřednictvím kvantového zapletení. To, jak vysvětluje Borregard, by umožnilo vytvoření obrázků bez ztrát, ke kterým dochází u běžných interferometrů:
„Jedním z klíčových pozorování je, že zapletení, vlastnost kvantové mechaniky, nám umožňuje poslat kvantový stav z jednoho místa na druhé bez fyzického přenosu, v procesu zvaném kvantová teleportace. Zde může být světlo z dalekohledů „teleportováno“ do měřící stanice, čímž se obejde veškerá ztráta přenosu. Tato technika by v zásadě umožňovala libovolně velká pole za předpokladu, že budou řešeny další výzvy, jako je stabilizace. “
Při použití pro kvantově asistované dalekohledy by myšlenka spočívala v vytvoření stálého proudu zapletených párů. Zatímco jedna ze spárovaných částic by byla na dalekohledu, druhá by cestovala do centrálního interferometru. Když foton přijde ze vzdálené hvězdy, bude interagovat s jednou z těchto dvojic a bude okamžitě teleportován k interferometru za účelem vytvoření obrazu.
Pomocí této metody lze vytvářet obrazy se ztrátami, které se vyskytují u běžných interferometrů. Tuto myšlenku poprvé navrhli v roce 2011 Gottesman, Jennewein a Croke z University of Waterloo. V té době spolu s dalšími vědci pochopili, že by tento koncept musel pro každý příchozí foton vytvořit spletený pár, což je řádově bilionů párů za sekundu.
To jednoduše nebylo možné s použitím tehdejší technologie; ale díky nedávnému vývoji v oblasti kvantového zpracování a ukládání dat to nyní bude možné. Jak uvedl Borregaard:
„[W]Načrtněte, jak lze světlo komprimovat do malých kvantových pamětí, které uchovávají kvantovou informaci. Takové kvantové vzpomínky by mohly sestávat z atomů, které interagují se světlem. Techniky pro přenos kvantového stavu světelného pulzu do atomu již byly experimenty mnohokrát demonstrovány. V důsledku komprese do paměti spotřebujeme výrazně méně zapletených párů ve srovnání se schématy bez paměti, jako je například schéma od Gottesman et al. Například pro hvězdu o velikosti 10 a šířku pásma měření 10 GHz vyžaduje naše schéma ~ 200 kHz rychlosti zapletení pomocí 20bitové paměti namísto 10 GHz dříve. Takové specifikace jsou proveditelné se současnou technologií a slabší hvězdy by vedly k ještě větším úsporám pouze s mírně většími vzpomínkami. “
Tato metoda by mohla vést k některým zcela novým příležitostem, pokud jde o astronomické zobrazování. Jednak to dramaticky zvýší rozlišení obrázků a možná umožní polím dosáhnout rozlišení, které je ekvivalentní rozlišení 30 km zrcadla. Kromě toho by to mohlo astronomům umožnit detekovat a studovat exoplanety pomocí techniky přímého zobrazování s rozlišením až na úroveň mikrosekundy.
"Aktuální rekord je kolem milisekund vteřin," řekl Borregaard. "Takové zvýšení rozlišení umožní astronomům přístup k řadě nových astronomických hranic, počínaje určováním charakteristik planetárních systémů až po studium cefeidů a interagujících binárních souborů ... Zajímavé pro konstruktéry astronomických dalekohledů by bylo naše schéma vhodné pro implementaci do vesmíru, kde stabilizace není problém. Vesmírný optický dalekohled na stupnici 10 ^ 4 km by byl opravdu velmi silný. “
V nadcházejících desetiletích bude postaveno nebo rozmístěno mnoho vesmírných a pozemních observatoří nové generace. Očekává se, že tyto nástroje již nabízejí výrazně vyšší rozlišení a schopnosti. S přidáním kvantově asistované technologie by tyto observatoře mohly být dokonce schopny vyřešit záhady temné hmoty a temné energie a studovat extra solární planety v úžasných detailech.
Studie týmu, „Kvantová asistovaná dalekohledová pole“, se nedávno objevila online. Kromě Khabiboulline a Borregaard, studie byla spoluautorem Kristiaan De Greve (Harvard postdoktorandský kolega) a Michail Lukin - profesor fyziky Harvardu a vedoucí skupiny Lukin v Harvardově kvantové optice.
