望遠鏡はここ数世紀で大きな進歩を遂げました。ガリレオガリレイやヨハネスケプラーなどの天文学者によって構築された比較的控えめなデバイスから、望遠鏡はそれらを収容するための施設全体とそれらを実行するための完全な乗組員とコンピューターのネットワークを必要とする巨大な機器に進化しました。そして今後数年で、さらに多くのことができるはるかに大きな展望台が建設されるでしょう。
残念ながら、より大きな装置に向かうこの傾向には多くの欠点があります。まず第一に、ますます大きな観測所は、ますます大きくなる鏡または多くの望遠鏡が共に機能することを必要とします-どちらも高価な見通しです。幸いなことに、MITのチームは、干渉測定と量子テレポーテーションを組み合わせることを提案しています。これにより、大きなミラーに依存することなく、アレイの解像度を大幅に向上させることができます。
簡単に言うと、干渉法は、複数の小さな望遠鏡で光を取得し、それらを組み合わせて、観測した画像を再構成するプロセスです。このプロセスは、チリの超大型望遠鏡干渉計（VLTI）やカリフォルニアの高角度分解能天文学センター（CHARA）などの施設で使用されています。
前者は4つの8.2 m（27フィート）のメインミラーと4つの可動1.8 m（5.9フィート）の補助望遠鏡に依存しており、140 m（460フィート）のミラーと同等の解像度が得られます。後者は6つの1メートルに依存しています。望遠鏡。これにより、330 m（1083フィート）のミラーと同等の解像度が得られます。要するに、干渉法は望遠鏡アレイが他の方法で可能であるよりも高い解像度の画像を生成することを可能にします。
欠点の1つは、伝送プロセス中にフォトンが必ず失われることです。その結果、VLTIやCHARAのような配列は明るい星を表示するためにのみ使用でき、これを補正するためにより大きな配列を構築すると、再びコストの問題が発生します。コペンハーゲン大学量子論センター（QMATH）のポスドク研究員であり、論文の共著者であるヨハネスボレガードは、スペースマガジンに電子メールでこう伝えた。
「天体画像の課題の1つは、良好な解像度を得ることです。解像度は、画像化できるフィーチャの大きさの尺度であり、最終的には、収集する光の波長と装置のサイズ（レイリー限界）の比率によって設定されます。望遠鏡のアレイは1つの巨大な装置として機能し、大きくすればするほど、アレイの解像度が向上します。」
しかし、もちろん、これには非常に高いコストがかかります。たとえば、現在チリのアタカマ砂漠に建設中の超大型望遠鏡は、世界最大の光学および近赤外線望遠鏡になります。 2012年に最初に提案されたとき、ESOは、プロジェクトの費用が2012年の価格に基づいて約10億ユーロ（11億2000万ドル）になると示唆しました。 2018年には12億3000万ドルに達するインフレに調整され、建設が完了する予定の2024年までに約14億7千万ドル（インフレ率が3％と仮定）。
「さらに、天文学のソースは、多くの場合、光学体制ではあまり明るくありません」とBorregaard氏は付け加えました。 「前者に取り組む古典的な安定化手法がいくつか存在しますが、後者は望遠鏡アレイの通常の運用方法に根本的な問題をもたらします。各望遠鏡で光をローカルに記録する標準的な手法では、弱い光源に対して機能するにはノイズが多すぎます。その結果、現在のすべての光学望遠鏡アレイは、異なる望遠鏡からの光を単一の測定ステーションで直接結合することによって機能します。支払うべき代償は、測定ステーションへの伝送における光の減衰です。この損失は、光学体制で非常に大きな望遠鏡アレイを構築するための深刻な制限であり（現在の光学アレイのサイズは最大約300 mです）、効果的な安定化技術が導入されると、最終的に解像度が制限されます。」
これに対して、ハーバード大学物理学部の大学院生であるエミルハビボールラインが率いるハーバードチームは、量子テレポーテーションに頼ることを提案しています。量子物理学では、テレポーテーションは、粒子の特性が量子もつれによって1つの場所から別の場所に輸送されるプロセスを表します。これにより、Borregardが説明するように、通常の干渉計で発生する損失なしに画像を作成できます。
「1つの重要な観察は、量子力学の特性であるエンタングルメントによって、量子テレポーテーションと呼ばれるプロセスで、物理的に送信することなく、ある場所から別の場所に量子状態を送信できることです。ここでは、望遠鏡からの光を測定ステーションに「テレポート」できるため、すべての伝送損失を回避できます。この手法では、基本的に、安定化などの他の課題に対処することを想定して、任意のサイズのアレイを使用できます。
量子支援望遠鏡の目的で使用する場合、アイデアはもつれたペアの一定のストリームを作成することです。ペアになった粒子の1つは望遠鏡にありますが、もう1つは中央の干渉計に移動します。光子が遠方の星から到着すると、このペアの1つと相互作用し、すぐに干渉計にテレポートされて画像を作成します。
この方法を使用すると、通常の干渉計で発生する損失を伴う画像を作成できます。このアイデアは、2011年にウォータールー大学のGottesman、Jennewein、Crokeによって最初に提案されました。当時、彼らと他の研究者たちは、この概念が毎秒何兆ものペアのオーダーである、入射光子ごとにもつれたペアを生成する必要があることを理解していました。
これは当時の最新のテクノロジーでは不可能でした。しかし、量子コンピューティングとストレージにおける最近の発展のおかげで、それは今可能になるかもしれません。ボレガードが示したように：
「[W]e量子情報を保存する小さな量子メモリに光を圧縮する方法を概説します。このような量子メモリは、光と相互作用する原子で構成されます。光パルスの量子状態を原子に転送する技術は、すでに実験で何度も実証されています。メモリへの圧縮の結果として、Gottesman et alによるものなどのメモリレススキームと比較して、エンタングルペアの使用が大幅に少なくなります。たとえば、星の大きさが10で測定帯域幅が10 GHzの場合、このスキームでは、以前の10 GHzの代わりに20キュービットメモリを使用して約200 kHzのエンタングルメントレートが必要です。そのような仕様は現在のテクノロジーで実現可能であり、暗い星はわずかに大きなメモリでさらに大きな節約をもたらすでしょう。」
この方法は、天文学的なイメージングに関して、まったく新しい機会をもたらす可能性があります。 1つは、画像の解像度を劇的に向上させ、アレイが30 kmミラーの解像度と同等の解像度を実現できるようにすることです。さらに、それは天文学者が直接マイクロ画像技術を使用して、マイクロ秒レベルまでの解像度で太陽系外惑星を検出および研究することを可能にします。
「現在の記録はおよそミリ秒角です」とボレガードは言った。 「このような解像度の向上により、天文学者は惑星系の特性の決定から、セファイドや相互作用するバイナリの研究に至るまで、多くの新しい天文学のフロンティアにアクセスできるようになります。安定化はそれほど問題ではありません。 10 ^ 4キロメートルの宇宙ベースの光学望遠鏡は、実際に非常に強力です。」
今後数十年で、多くの次世代の宇宙および地上の観測所が構築または配備される予定です。すでに、これらの機器は大幅に向上した解像度と機能を提供することが期待されています。量子支援技術の追加により、これらの観測所は暗黒物質と暗黒エネルギーの謎を解き、太陽系外の惑星を驚くほど詳細に研究することさえできるかもしれません。
チームの研究「Quantum-Assisted Telescope Arrays」は、最近オンラインで公開されました。この研究は、KhabiboullineとBorregaardに加えて、Kristiaan De Greve（ハーバード大学の博士研究員）とMikhail Lukin（ハーバード大学物理学教授、ハーバード大学量子光学研究所のLukinグループヘッド）によって共同執筆されました。
