За останні кілька століть телескопи пройшли довгий шлях. З порівняно скромних пристроїв, побудованих такими астрономами, як Галілео Галілей та Йоганнес Кеплер, телескопи перетворилися на масивні інструменти, для яких потрібен цілий об'єкт, а також цілий екіпаж та мережа комп'ютерів для їх запуску. І в найближчі роки будуть побудовані набагато більші обсерваторії, які можуть зробити ще більше.
На жаль, ця тенденція до все більших та більших інструментів має багато недоліків. Для початківців все більші обсерваторії потребують або все більш великих дзеркал, або багатьох телескопів, що працюють разом - і те, і інше - дорогі перспективи. На щастя, команда з MIT запропонувала поєднати інтерферометрію з квантовою телепортацією, що могло б значно збільшити роздільну здатність масивів, не покладаючись на більші дзеркала.
Простіше кажучи, інтерферометрія - це процес, коли світло отримують за допомогою декількох менших телескопів, а потім об'єднують для реконструкції зображень того, що вони спостерігали. Цей процес використовується такими засобами, як Інтерферометр дуже великого телескопа (VLTI) в Чилі та Центр астрономії високої кутової роздільної здатності (CHARA) у Каліфорнії.
Перший покладається на чотири основні дзеркала 8,2 м (27 футів) і чотири переміщувані 1,8 м (8,9 фута) допоміжні телескопи - що дає дозвіл, еквівалентне дзеркалу на 140 м (460 футів) - в той час як останній покладається на шість однометрових дзеркал телескоп, що дає йому роздільну здатність, еквівалентну 330-метровому дзеркалу. Коротше кажучи, інтерферометрія дозволяє масивам телескопа створювати зображення з більшою роздільною здатністю, ніж це було б можливо інакше.
Одним з недоліків є те, що фотони неминуче втрачаються в процесі передачі. Як результат, масиви типу VLTI та CHARA можна використовувати лише для перегляду яскравих зірок, а створення більших масивів для компенсації цього ще раз викликає питання витрат. Як розповів Йоханнес Боррегаард - докторантура Центру математики квантової теорії Копенгагена (QMATH) та співавтор допису, - повідомив Space Magazine електронною поштою:
«Одне із завдань астрономічних зображень - отримати хорошу роздільну здатність. Роздільна здатність - це міра того, наскільки малі функції ви можете зображати, і в кінцевому підсумку вона встановлюється співвідношенням між довжиною хвилі світла, яку ви збираєте, та розміром вашого апарату (межа Релея). Масиви телескопа функціонують як один гігантський прилад, і чим більше ви зробите масив, тим краща роздільна здатність ви отримаєте. "
Але, звичайно, це дуже дорого коштує. Наприклад, Надзвичайно великий телескоп, який зараз будується в пустелі Атакама в Чилі, буде найбільшим оптичним і майже інфрачервоним телескопом у світі. Коли вперше було запропоновано в 2012 році, ESO вказала, що проект буде коштувати близько 1 мільярда євро (1,12 мільярда доларів), виходячи з цін на 2012 рік. З урахуванням інфляції, це складе 1,23 мільярда доларів у 2018 році та приблизно 1,47 мільярда доларів (при допущенні рівня інфляції 3%) до 2024 року, коли планується завершити будівництво.
"Крім того, астрономічні джерела часто не дуже яскраві в оптичному режимі", - додав Боррегаард. «Незважаючи на те, що існує ряд класичних методів стабілізації для боротьби з першими, остання становить основну проблему для нормального функціонування масивів телескопа. Стандартна техніка локального запису світла на кожному телескопі призводить до надмірного шуму для роботи для слабких джерел світла. Як результат, всі поточні масиви оптичного телескопа працюють, поєднуючи світло від різних телескопів безпосередньо на одній вимірювальній станції. Ціна, яку потрібно заплатити, - це ослаблення світла при передачі на вимірювальну станцію. Ця втрата є серйозним обмеженням для побудови дуже великих телескопних масивів в оптичному режимі (поточні оптичні масиви мають розміри максимум ~ 300 м) і, в кінцевому рахунку, обмежать роздільну здатність, коли будуть застосовані ефективні методи стабілізації. "
З цього приводу команда Гарварда - під керівництвом Еміля Хабібулліна, аспіранта факультету фізики Гарвардського університету - пропонує покластися на квантову телепортацію. У квантовій фізиці телепортація описує процес, коли властивості частинок переносяться з одного місця в інше за допомогою квантового переплутування. Це, як пояснює Боррегард, дозволяє створювати зображення без втрат, що виникають при звичайних інтерферометрах:
«Одне з ключових спостережень полягає в тому, що заплутаність, властивість квантової механіки, дозволяє нам відправляти квантове стан з одного місця в інше, не передаючи його фізично, в процесі, який називається квантовою телепортацією. Тут світло від телескопів можна «телепортувати» до вимірювальної станції, тим самим обходячи всі втрати передачі. Ця методика, в принципі, дозволить мати масиви довільного розміру, передбачаючи інші проблеми, такі як стабілізація. "
При використанні задля квантових телескопів ідея полягала б у створенні постійного потоку заплутаних пар. Хоча одна з парних частинок перебувала б у телескопі, інша рухалася до центрального інтерферометра. Коли фотон прибуває від далекої зірки, він взаємодіє з однією з цієї пари і негайно телепортується в інтерферометр для створення зображення.
За допомогою цього методу можна створювати зображення із втратами, спричиненими звичайними інтерферометрами. Ідею вперше запропонували в 2011 році Готтесман, Дженневейн та Кроке з Університету Ватерлоо. У той час вони та інші дослідники розуміли, що концепція повинна генерувати заплутану пару для кожного вхідного фотона, що знаходиться в порядку трильйонів пар в секунду.
Це було просто неможливо з використанням сучасних технологій; але завдяки останнім розробкам в області квантових обчислень та зберігання даних це можливо вже зараз. Як зазначив Боррегаард:
"[W]е. окресліть, як світло може стискатися в невеликі квантові пам'яті, що зберігають квантову інформацію. Такі квантові спогади можуть складатися з атомів, які взаємодіють зі світлом. Прийоми перенесення квантового стану світлового імпульсу в атом вже неодноразово демонструвалися в експериментах. В результаті стиснення в пам’яті ми використовуємо значно менше заплутаних пар порівняно із схемами без запам'ятовування, такими як схема Gottesman et al. Наприклад, для зірки величиною 10 та пропускної здатності вимірювання 10 ГГц наша схема вимагає ~ 200 кГц швидкості заплутування, використовуючи 20-кубітну пам'ять замість 10 ГГц раніше. Такі технічні характеристики є здійсненними за сучасними технологіями, і слабкі зірки можуть призвести до ще більшої економії, лише з трохи більшими пам’яттю ».
Цей метод може призвести до деяких абсолютно нових можливостей, коли мова йде про астрономічні зображення. Для одного це значно збільшить роздільну здатність зображень і, можливо, зробить можливим для масивів досягнення роздільної здатності, еквівалентної роздільній здатності дзеркала на 30 км. Крім того, це може дозволити астрономам виявляти та вивчати екзопланети за допомогою методу прямого візуалізації з роздільною здатністю до рівня мікроарсекунди.
"Поточний запис становить близько мілісекундних секунд", - сказав Боррегаард. "Таке збільшення роздільної здатності дозволить астрономам отримати доступ до ряду нових астрономічних кордонів, починаючи від визначення характеристик планетарних систем, до вивчення цефеїдів та взаємодіючих бінарних даних ... Цікаво для астрономічних дизайнерів телескопа, наша схема була б добре підходить для впровадження в космос, де стабілізація менше питання. Космічний оптичний телескоп масштабу від 10 до 4 кілометрів справді був би дуже потужним ».
У найближчі десятиліття багато космічних та наземних обсерваторій планується будувати або розміщувати. Вже зараз, ці інструменти, як очікується, запропонують значно збільшені роздільні здатності та можливості. Завдяки використанню квантово-технічної технології, ці обсерваторії навіть зможуть розгадати таємниці темної матерії та темної енергії та вивчити надсонячні планети надзвичайно детально.
Нещодавно в Інтернеті з’явилося дослідження команди «Квантово-телескопічні масиви». Окрім Хабібулліна та Боррегаарда, дослідження були співавторами Крістіана Де Грева (докторант Гарвардського університету) та Михайла Лукіна - професора фізики з Гарвардського університету та керівника групи Лукіна в Гарвардській лабораторії квантової оптики.
