지난 몇 세기 동안 망원경은 먼 길을 왔습니다. 갈릴레오 갈릴레이 (Galileo Galilei)와 요하네스 케플러 (Johannes Kepler)와 같은 천문학 자들이 만든 비교적 겸손한 장치들에서 망원경은 그들을 수용하기 위해 전체 시설과 컴퓨터를 운영하는 전체 승무원과 네트워크를 필요로하는 거대한 도구로 진화했다. 그리고 앞으로 더 많은 것을 할 수있는 훨씬 더 큰 관측소가 건설 될 것입니다.
불행히도, 더 큰 기기에 대한 이러한 추세는 많은 단점이 있습니다. 우선, 점점 더 큰 관측소에서는 점점 더 큰 거울이나 함께 작동하는 많은 망원경이 필요합니다. 둘 다 값 비싼 전망입니다. 운 좋게도 MIT의 한 팀은 간섭계와 양자 텔레 포지션을 결합하여 큰 거울에 의존하지 않고 어레이의 해상도를 크게 높일 수 있다고 제안했습니다.
간단히 말해 간섭계는 여러 개의 작은 망원경으로 빛을 얻은 다음 결합하여 관찰 한 이미지를 재구성하는 과정입니다. 이 프로세스는 칠레의 VLTI (Very Large Telescope Interferometer) 및 캘리포니아의 CHARA (High-Angular Resolution Astronomy) 센터와 같은 시설에서 사용됩니다.
전자는 4 개의 8.2m (27 피트) 메인 미러와 4 개의 이동 가능한 1.8m (5.9 피트) 보조 망원경을 사용합니다.이 망원경은 140m (460 피트) 미러와 동일한 해상도를 제공합니다. 후자는 6 미터의 1 미터를 사용합니다. 330m (1083ft) 거울과 동일한 해상도를 제공하는 망원경. 요컨대, 간섭계 (interferometry)는 망원경 어레이가 다른 것보다 더 높은 해상도의 이미지를 생성 할 수있게한다.
단점 중 하나는 전송 과정에서 광자가 필연적으로 손실된다는 것입니다. 결과적으로 VLTI 및 CHARA와 같은 어레이는 밝은 별을 볼 때만 사용할 수 있으며이를 보상하기 위해 더 큰 어레이를 구축하면 비용 문제가 다시 발생합니다. 코펜하겐 대학교 퀀텀 이론 수학 센터 (QMATH)의 박사 후 연구원 인 Johannes Borregaard는 전자 우편을 통해 Space Magazine에 다음과 같이 말했습니다.
“천체 이미징의 한 가지 과제는 좋은 해상도를 얻는 것입니다. 해상도는 이미지화 할 수있는 기능의 크기를 측정 한 것으로, 수집하는 빛의 파장과 장치 크기 (Rayleigh limit) 사이의 비율에 따라 결정됩니다. 망원경 배열은 하나의 거대한 장치로 작동하며 더 클수록 배열의 해상도가 높아집니다.”
그러나 물론 이것은 매우 높은 비용이 듭니다. 예를 들어, 칠레의 아타 카마 사막에 현재 건설중인 매우 큰 망원경은 세계에서 가장 큰 광학 및 근적외선 망원경이 될 것입니다. 2012 년에 처음 제안되었을 때, ESO는 프로젝트 가격이 2012 년 가격을 기준으로 약 10 억 유로 (110 억 달러)가 될 것이라고 밝혔다. 인플레이션 조정은 2018 년에 12 억 3 천만 달러, 건설이 완료 될 예정인 2024 년까지 약 15 억 4 천만 달러 (인플레이션 율 3 % 가정)입니다.
Borregaard는“또한, 천문학적 소스는 종종 광학 영역에서 그리 밝지 않습니다. 전자를 다루는 많은 고전적인 안정화 기술이 있지만, 후자는 망원경 배열이 정상적으로 작동하는 방법에 근본적인 문제를 제기한다. 각 망원경에서 빛을 국부적으로 기록하는 표준 기술은 약한 광원에 작동하기에 너무 많은 소음을 발생시킵니다. 결과적으로, 현재의 모든 광학 망원경 어레이는 다른 망원경의 빛을 단일 측정 스테이션에서 직접 결합하여 작동합니다. 지불 가격은 측정 스테이션으로 전송되는 빛의 감쇠입니다. 이 손실은 광학 영역에서 매우 큰 망원경 배열을 구성하기위한 심각한 한계이며 (현재의 광학 배열의 크기는 최대 ~ 300m) 효과적인 안정화 기술이 적용되면 해상도를 궁극적으로 제한 할 것입니다.”
이를 위해 하버드 물리학과 대학원생 인 에밀 카비 볼린 (Emil Khabiboulline)이 이끄는 하버드 팀은 양자 순간 이동에 의존 할 것을 제안했다. 양자 물리학에서 순간 이동은 입자의 특성이 양자 얽힘 (quantum 얽힘)을 통해 한 장소에서 다른 장소로 이동하는 과정을 설명합니다. 이것은 Borregard가 설명했듯이 일반적인 간섭계에서 발생하는 손실없이 이미지를 만들 수있게합니다.
양자 역학의 속성 인 얽힘은 양자 순간 이동 (quantum teleportation)이라는 과정에서 한 장소에서 다른 장소로 양자 상태를 보낼 수 있다는 점이다. 여기에서 망원경의 빛을 측정 스테이션으로 "텔레포트"하여 모든 전송 손실을 피할 수 있습니다. 이 기술은 원칙적으로 안정화와 같은 다른 문제를 처리한다고 가정 할 때 임의 크기의 배열을 허용합니다.”
양자 보조 망원경을 위해 사용될 때, 아이디어는 얽힌 쌍의 일정한 스트림을 만드는 것입니다. 쌍을 이루는 입자 중 하나가 망원경에 상주하는 반면 다른 하나는 중심 간섭계로 이동합니다. 먼 별에서 광자가 도착하면이 쌍 중 하나와 상호 작용하고 즉시 간섭계로 순간 이동하여 이미지를 만듭니다.
이 방법을 사용하면 일반 간섭계에서 발생하는 손실로 이미지를 만들 수 있습니다. 이 아이디어는 2011 년에 워털루 대학의 Gottesman, Jennewein 및 Croke에 의해 처음 제안되었습니다. 당시에, 그와 다른 연구자들은이 개념은 각각의 들어오는 광자에 대해 얽힌 쌍을 생성해야한다는 것을 이해했다.
당시의 기술로는 불가능했습니다. 그러나 최근 양자 컴퓨팅 및 스토리지의 개발 덕분에 가능할 수 있습니다. Borregaard가 지적했듯이 :
“[W]e 빛이 어떻게 양자 정보를 보존하는 작은 양자 메모리로 압축 될 수 있는지 설명합니다. 이러한 양자 메모리는 빛과 상호 작용하는 원자로 구성 될 수있다. 광 펄스의 양자 상태를 원자로 전달하는 기술은 이미 실험에서 여러 번 입증되었다. 메모리로 압축 한 결과 Gottesman 등의 메모리없는 방식과 비교하여 얽힌 쌍이 크게 줄었습니다. 예를 들어, 10의 별과 10 GHz의 측정 대역폭의 경우, 우리의 체계는 10GHz 대신 20 큐 비트 메모리를 사용하여 ~ 200kHz의 얽힘 속도를 요구합니다. 이러한 기술은 현재의 기술로 실현 가능하고 희미한 별은 단지 약간 더 큰 메모리로 더 큰 절약 효과를 가져올 것입니다.”
이 방법은 천문학 영상과 관련하여 완전히 새로운 기회를 제공 할 수 있습니다. 하나는 이미지의 해상도를 극적으로 높이고 어레이가 30km 거울의 해상도와 동일한 해상도를 달성 할 수있게합니다. 또한 천문학 자들은 마이크로-아 세컨드 수준의 해상도로 직접 이미징 기술을 사용하여 외계 행성을 감지하고 연구 할 수 있습니다.
Borregaard는“현재 기록은 약 밀리 아르 초입니다. “이러한 해상도의 증가는 천문학 자들이 행성계의 특성 결정에서부터 천체 연구 및 이진 상호 작용에 이르기까지 수많은 새로운 천문학적 경계에 접근 할 수있게 해 줄 것입니다… 천체 망원경 설계자들에게 관심이있는 우리의 계획은 우주에서의 구현에 매우 적합 할 것입니다. 안정화가 문제가되지 않는 곳. 10 ^ 4 킬로미터 규모의 우주 기반 광학 망원경은 실제로 매우 강력 할 것입니다.”
앞으로 수십 년 동안 많은 차세대 우주 및 지상 관측소가 건설되거나 배치 될 예정입니다. 이미이 계측기는 크게 향상된 해상도와 기능을 제공 할 것으로 예상됩니다. 양자 보조 기술이 추가됨에 따라이 관측소는 암흑 물질과 암흑 에너지의 신비를 해결하고 태양계 행성을 놀랍도록 상세하게 연구 할 수도 있습니다.
“Quantum-Assisted Telescope Arrays”연구팀은 최근에 온라인으로 나타났습니다. Khabiboulline과 Borregaard 외에도이 연구는 하버드 박사 후 연구원 인 Kristiaan De Greve와 하버드 물리학 교수이자 하버드의 양자 광학 연구소의 Lukin 그룹 책임자 인 Mikhail Lukin이 공동으로 작성했습니다.
