Teleskoplar son birkaç yüzyılda çok yol kat etti. Teleskoplar, Galileo Galilei ve Johannes Kepler gibi gökbilimciler tarafından inşa edilen nispeten mütevazı cihazlardan, onları barındırmak için tüm bir tesis ve onları çalıştırmak için tam bir ekip ve bilgisayar ağı gerektiren büyük enstrümanlar haline geldi. Ve önümüzdeki yıllarda, daha fazlasını yapabilen çok daha büyük gözlemevleri inşa edilecek.
Ne yazık ki, daha büyük ve daha büyük enstrümanlara yönelik bu eğilimin birçok dezavantajı vardır. Yeni başlayanlar için, giderek artan gözlemevleri, her ikisi de pahalı beklentiler olan giderek daha büyük aynalar veya birlikte çalışan birçok teleskop gerektirir. Neyse ki, MIT'den bir ekip, interferometriyi kuantum teleportasyonla birleştirmeyi önerdi, bu da daha büyük aynalara dayanmadan dizilerin çözünürlüğünü önemli ölçüde artırabilir.
Basitçe söylemek gerekirse, interferometri, ışığın birden fazla küçük teleskopla elde edildiği ve daha sonra gözlemlediklerinin görüntülerini yeniden yapılandırmak için birleştirildiği bir süreçtir. Bu işlem, Şili'deki Çok Büyük Teleskop İnterferometre (VLTI) ve Kaliforniya'daki Yüksek Açısal Çözünürlüklü Astronomi Merkezi (CHARA) gibi tesisler tarafından kullanılmaktadır.
Birincisi dört adet 8,2 m (27 ft) ana aynaya ve dört adet hareketli 1,8 m (5,9 ft) yardımcı teleskopa dayanır - bu da 140 m (460 ft) aynaya eşdeğer bir çözünürlük sağlarken ikincisi altı metreye dayanır 330 m (1083 ft) aynaya eşdeğer bir çözünürlük sağlayan teleskop. Kısacası, interferometri, teleskop dizilerinin aksi takdirde mümkün olandan daha yüksek çözünürlüklü görüntüler üretmesini sağlar.
Dezavantajlardan biri, iletim sürecinde fotonların kaçınılmaz olarak kaybolmasıdır. Sonuç olarak, VLTI ve CHARA gibi diziler sadece parlak yıldızları görüntülemek için kullanılabilir ve bunu telafi etmek için daha büyük diziler oluşturmak bir kez daha maliyet sorununu gündeme getirir. Kopenhag Üniversitesi Kuantum Teorisi Matematik Merkezi'nde (QMATH) doktora sonrası araştırmacı ve gazetede ortak yazar olan Johannes Borregaard'ın Space Magazine'e e-posta yoluyla söylediği gibi:
“Astronomik görüntülemenin zorluklarından biri iyi çözünürlük elde etmektir. Çözünürlük, görüntüleyebileceğiniz özelliklerin ne kadar küçük olduğunun bir ölçüsüdür ve nihayetinde, topladığınız ışığın dalga boyu ile cihazınızın boyutu (Rayleigh sınırı) arasındaki oranla ayarlanır. Teleskop dizileri tek bir dev aygıt olarak işlev görür ve diziyi büyüdükçe daha iyi çözünürlük elde edersiniz. ”
Ama elbette, bu çok yüksek bir maliyetle geliyor. Örneğin, şu anda Şili'deki Atacama Çölü'nde inşa edilen Aşırı Büyük Teleskop, dünyanın en büyük optik ve kızılötesine yakın teleskopu olacak. 2012'de ilk teklif edildiğinde, ESO projenin 2012 fiyatlarına göre yaklaşık 1 milyar Euro'ya (1,12 milyar $) mal olacağını belirtti. Enflasyona göre düzeltilmiş, 2018'de 1,23 milyar dolara ve inşaatın tamamlanması planlandığında 2024 yılına kadar kabaca 1.47 milyar dolara (% 3'lük bir enflasyon oranı varsayımıyla) ulaşmaktadır.
Borregaard, “Ayrıca, astronomik kaynaklar optik rejimde genellikle çok parlak değil” diye ekledi. “Birincisi ile başa çıkmak için bir dizi klasik stabilizasyon tekniği mevcut olsa da, ikincisi teleskop dizilerinin normal olarak nasıl çalıştırıldığı konusunda temel bir sorun oluşturmaktadır. Her teleskopta ışığı lokal olarak kaydetmenin standart tekniği, zayıf ışık kaynakları için çalışmak için çok fazla gürültüye neden olur. Sonuç olarak, mevcut tüm optik teleskop dizileri, farklı teleskoplardan gelen ışığı doğrudan tek bir ölçüm istasyonunda birleştirerek çalışır. Ödenecek fiyat, ölçüm istasyonuna iletimde ışığın zayıflamasıdır. Bu kayıp optik rejimde çok büyük teleskop dizileri oluşturmak için ciddi bir sınırlamadır (mevcut optik diziler maksimum ~ 300 m boyutlarındadır) ve etkili stabilizasyon teknikleri uygulandığında çözünürlüğü sınırlar. ”
Buna, Harvard Fizik Bölümü'nden yüksek lisans öğrencisi Emil Khabiboulline liderliğindeki Harvard ekibi, kuantum ışınlanmasına güvenmeyi öneriyor. Kuantum fiziğinde ışınlanma, parçacıkların özelliklerinin kuantum dolanması yoluyla bir yerden başka bir yere taşındığı işlemi açıklar. Bu, Borregard'ın açıkladığı gibi, normal interferometrelerle karşılaşılan kayıplar olmadan görüntülerin oluşturulmasına izin verecektir:
“Önemli bir gözlem, kuantum mekaniğinin bir özelliği olan dolaşıklığın, kuantum ışınlanma adı verilen bir süreçte, bir yerden diğerine fiziksel olarak iletmeden bir kuantum durumu göndermemize izin vermesidir. Burada, teleskoplardan gelen ışık ölçüm istasyonuna “ışınlanabilir”, böylece tüm iletim kayıplarını atlatabilir. Bu teknik prensipte, stabilizasyon gibi diğer zorlukların ele alındığı varsayılarak rastgele boyutlu dizilere izin verecektir. ”
Kuantum destekli teleskoplar için kullanıldığında, fikir sürekli olarak dolaşmış çiftler akışı yaratmak olacaktır. Eşleştirilmiş parçacıklardan biri teleskopta bulunurken, diğeri merkezi interferometreye gider. Bir foton uzak bir yıldızdan geldiğinde, bu çiftten biriyle etkileşime girecek ve bir görüntü oluşturmak için derhal interferometreye ışınlanacaktır.
Bu yöntem kullanılarak, görüntüler normal interferometre ile karşılaşılan kayıplarla oluşturulabilir. Bu fikir ilk olarak 2011 yılında Waterloo Üniversitesi'nden Gottesman, Jennewein ve Croke tarafından önerildi. O tarihte, onlar ve diğer araştırmacılar, kavramın, gelen her foton için saniyede trilyonlarca çift sırada olan birbirine dolanmış bir çift üretmesi gerektiğini anladılar.
O zamanki mevcut teknoloji kullanılarak bu mümkün değildi; ancak kuantum hesaplama ve depolama alanındaki son gelişmeler sayesinde artık mümkün olabilir. Borregaard'ın belirttiği gibi:
“[B]e ışığın kuantum bilgisini koruyan küçük kuantum anılarına nasıl sıkıştırılabileceğini özetleyin. Bu kuantum anılar, ışıkla etkileşime giren atomlardan oluşabilir. Bir ışık darbesinin kuantum durumunu bir atoma aktarma teknikleri, deneylerde zaten birkaç kez gösterilmiştir. Belleğe sıkıştırmanın bir sonucu olarak, Gottesman ve ark.nınki gibi hafızasız şemalara kıyasla önemli ölçüde daha az dolaşmış çift kullanıyoruz. Örneğin, 10 büyüklüğünde bir yıldız ve 10 GHz'lik ölçüm bant genişliği için şemamız, daha önce 10 GHz yerine 20 qubit bellek kullanarak ~ 200 kHz dolaşma hızı gerektirir. Bu tür özellikler mevcut teknoloji ile uygulanabilir ve daha zayıf yıldızlar, sadece biraz daha büyük anılarla daha büyük tasarruflara neden olur. ”
Astronomik görüntüleme söz konusu olduğunda bu yöntem tamamen yeni fırsatlara yol açabilir. Birincisi, görüntülerin çözünürlüğünü önemli ölçüde artıracak ve belki de dizilerin 30 km'lik bir aynanınkine eşdeğer çözünürlükler elde etmesini mümkün kılacaktır. Buna ek olarak, gökbilimcilerin mikro görüntüleme seviyesine kadar çözünürlükleri olan doğrudan görüntüleme tekniğini kullanarak dış gezegenleri tespit etmelerine ve incelemelerine izin verebilir.
Borregaard, “Mevcut rekor mili-ark saniye civarında” dedi. “Bu tür bir çözünürlük artışı, gökbilimcilerin gezegen sistemlerinin özelliklerini belirlemekten cepheidleri incelemeye ve ikili etkileşime girmeye kadar bir dizi yeni astronomik sınırlara erişmesine izin verecek… Astronomik teleskop tasarımcılarına ilgi duyan şemamız, uzayda uygulama için çok uygun olacaktı, istikrarın daha az sorun olduğu yerlerde. Gerçekten 10 ^ 4 kilometrelik bir alana dayalı optik teleskop çok güçlü olurdu. ”
Önümüzdeki on yıllarda, birçok yeni nesil alan ve yer tabanlı gözlemevi inşa edilecek ya da konuşlandırılacak. Zaten, bu araçların çok daha yüksek çözünürlük ve kapasite sunması bekleniyor. Kuantum destekli teknolojinin eklenmesiyle, bu gözlemevleri karanlık madde ve karanlık enerjinin gizemlerini çözebilir ve ekstra güneş gezegenlerini inanılmaz ayrıntılarla inceleyebilir.
Ekibin “Quantum-Destekli Teleskop Dizileri” adlı çalışması yakın zamanda çevrimiçi olarak ortaya çıktı. Khabiboulline ve Borregaard'a ek olarak, çalışma Kristiaan De Greve (Harvard doktora sonrası araştırmacı) ve Harvard Fizik Profesörü ve Harvard’ın Kuantum Optik Laboratuvarı Lukin Grubu başkanı Mikhail Lukin tarafından birlikte yazılmıştır.
