PRL|成像分辨率突破物理极限!科学家用量子纠缠把遥远望远镜“虚拟连接”重塑天文成像

(a) 基线为 b 的双望远镜阵列指向两颗角距离为 2θ 的弱发射恒星。图中显示了到达 A 点的恒星光子。(b) 入射光子被送入空间模式解复用器 (SPADE)。图中显示，在积分时间块的第五个时间段内，大约有一个光子到达，激发发生在第二模式基中。(c) 通过光子存储器 CNOT 门、压缩二进制编码以及对光子进行 X 基测量，将光子态加载到存储量子比特上。(d) 预先分布在望远镜位置的纠缠对有助于执行一系列操作，从而揭示到达时间和空间模式索引。结合 (e) 相关存储原子的 X 测量结果，最终得到一个单比特后处理结果。该结果在包含多个时间块（每个时间块包含一个光子）的测量中的经验概率足以估计 θ，达到 QFI 要求的精度极限。

为获取更高分辨率、更清晰的宇宙天体图像，天文学家有时会整合多台望远镜收集的数据。这种方法被称为长基线干涉测量法，它需要比较来自遥远天体、由不同位置的不同望远镜接收到的光信号，然后利用计算技术重建图像。

传统的长基线干涉测量法通过干涉仪将不同望远镜收集的光信号进行合成。然而，该方法依赖于精密的光学链路来汇聚光束，当望远镜间距较远时，这类链路的建立极为困难。

亚利桑那大学、马里兰大学及美国宇航局戈达德太空飞行中心的研究人员近期提出一种替代方案，利用名为“量子纠缠”的量子效应实现更高分辨率的望远镜成像。该方案详述于《物理评论快报》发表的论文中，其原理是让远距离的纠缠望远镜（无论相距多远都共享统一量子态）从特定场景或宇宙图像中提取相同信息。

论文通讯作者、量子网络中心主任萨伊卡特·古哈（ Saikat Guha）博士解释：“我们团队的研究根基在于量子信息理论（量化光子、原子等量子介质所承载信息的科学）与量子光学（光的量子理论）的交叉领域。”

“过去十年间，我们始终从量子信息视角探索光学成像技术——致力于揭示自然界在获取场景特定属性信息时的分辨率极限，例如解答‘那两颗恒星相距多远？’‘我看到的是2颗还是3颗或4颗恒星？’‘已知物体是否发生变化？’等关键问题。”

古哈博士及其团队将光视为量子物体。这使他们能够从基本性能极限的角度解答成像相关问题——这些极限不受任何关于特定场景中光信号处理或检测方式的假设影响。

“我们发现，由这类‘量子极限’预测的成像或传感系统性能——通常通过非标准接收技术实现，例如空间模式分选（即在检测前将信息承载的光场中相互正交的空间模式进行空间分离的装置） ——远超长期以来基于传统成像系统的认知。后者通常采用焦平面相机检测信息承载光，其性能常被视为基本极限。”古哈指出。

“这揭示了所谓不可分辨或不可见的事物其实能够被解析。我们只需摒弃对传统接收方法的固有认知即可。”

新型超分辨率成像方法的发展

作为先前研究的一部分，美国宇航局研究员、近期论文的合著者阿吉尔·萨贾德（Aqil Sajjad）博士量化了使用两台相距遥远的望远镜分辨两颗恒星的基本分辨率极限。这种长基线方法此前已被其他研究团队应用于射电天文学领域。

古哈博士指出：“我们知道，通过协调远距离分布的望远镜观测同一场景，可模拟出等效口径等于望远镜间距的巨型望远镜，从而解析场景中更精细的细节。”

“我们发现的长基线光学望远镜接收器设计若要达到量子极限性能，需在每个望远镜站点配备空间模式分拣器，随后通过分束器阵列将各站点分拣后的空间模式成对组合。虽然这是重要突破，但若望远镜间距过大，就无法将各台望远镜的光线汇聚至中央位置进行成对组合，且不产生显著损耗。”

基于前期研究成果，古哈博士与萨贾德博士着手设计替代方案以整合远距离望远镜采集的信号。他们与美国宇航局量子通信首席科学家巴巴克·赛义夫（Babak N. Saif）及博士生伊萨克·帕迪利亚（Isack Padilla）合作，共同开发出基于量子纠缠的新型方法。

将 CFI 归一化为 QFI，以色卡形式绘制，横坐标为分离角 θ=σ，纵坐标为基线与孔径直径比 r。图中显示了四个空间模式截止值 K，右上角对应于双星 SPADE (K ¼ 2)，其 QFI 处于亚瑞利区 (θ=σ < 1)。

古哈博士表示：“我们提出了一种方法，能在不使用任何物理分束器的情况下，通过分束器阵列实现阵列中每台望远镜上局部排序的星光成对组合，且无需将两台望远镜的光物理汇聚到同一位置。”

“量子力学使两个遥远的参与者能够共享纠缠——这种关联性比物理学允许的任何概率关联都更强——例如，这种纠缠可以存储在位于每个望远镜站点的原子量子存储器寄存器中，每个寄存器存储一个量子比特。

纠缠态结合经典通信信道即可实现量子隐形传态：在不物理移动载体（如光脉冲、原子电子自旋等）的前提下，将量子比特的量子态进行长距离传输。”

古哈博士及其团队展示的方法同样植根于2012年由加拿大滑铁卢大学与边界理论物理研究所的戈特斯曼团队提出的理论构想。该研究团队率先探索了在不汇聚光线的前提下实现两处遥远光源间干涉现象的可能性，从而获取高分辨率望远镜图像。

该方法同样依赖空间模式分拣技术——通过光电场在空间中的分布模式将光分解为不同形态（即空间模式）。这种技术能同时分析不同光模式，从而从微小遥远的天体中提取更丰富的信息。

古哈博士解释道：“空间模式分拣器能将入射光分解为不同模式，并将每种模式导向独立探测器。分析这些模式有助于望远镜从微弱或微小天体中获取更多信息。尤其重要的是，空间模式分拣技术能使望远镜达到量子物理允许的极限分辨率，从而观测远小于传统极限（如衍射极限或瑞利极限）所允许的天体。”

用纠缠光束替代物理光束合成

传统长基线干涉测量法通过光纤链路将两台望远镜的光信号传输至中心位置，这些光纤链路本质上充当“光导管”。随后这些光信号在称为分束器的装置中合成，产生可测量的输出信号以生成更高分辨率的图像。

“我们通过调节相位延迟，直至其中一个输出达到最大亮度，另一个输出则处于最暗状态，”萨贾德博士解释道。“这是传统技术，常被称为白光干涉测量法。通过该方法可估算两地收集的星光相位差。该相位值结合两个输出信号（即暗亮输出）的强度差，便蕴含着我们试图探知的天文场景或图像信息。”

加拿大团队与哈佛大学另一研究组此前曾探索过利用量子纠缠替代干涉仪相位扫描的方案。具体而言，他们提出使用两台纠缠望远镜，并在各站点本地处理采集到的信息，从而免去将光信号传输至中央站点的环节。

“简言之，现有长基线干涉测量系统乃至未来拟议的量子纠缠系统，均需融合两台望远镜的光信号来模拟白光干涉仪的相位扫描——这并非解决前述定量成像问题的量子最优方案，”萨贾德博士指出，“更关键的是，现有方案无法直接推广至涉及多台望远镜的量子纠缠接收系统。”

在论文中，研究人员提出了一种可应用于更大望远镜网络的新型纠缠基方法，有望获得更高分辨率的精密图像。该方法允许研究人员对多个纠缠望远镜共同构成的量子网络所收集的光进行任意测量，而无需在物理位置合并光信号。

古哈博士表示：“通过量子纠缠而非物理传输光线，在任意测量基准下测量来自天文场景并进入多望远镜系统的光线，将使我们获得远高于现有技术所能达到的分辨率。”

量子技术重塑天文成像

为验证该方法的潜力，研究团队基于真实望远镜观测双点光源的案例进行了系列计算。结果极具前景，表明这种量子增强方法有望实现前所未有的天文图像分辨率。

古哈博士表示：“我们的方法可应用于多个领域，包括定位恒星簇、检测已知天体的变化以提升太空态势感知能力、从数据库中分类天体、探测系外行星等。”

“该技术还能解决天体物理学和太空态势感知中的定量成像难题，其精度远超当前单望远镜系统乃至现有的长基线系统——后者仍依赖经典通信信道，而未来将采用量子通信链路。”

哈佛大学米哈伊尔·卢金（Mikhail Lukin）教授领导的研究团队通过概念验证，利用钻石硅空位实现的原子量子存储器间远程光子预告纠缠，成功演示了基于纠缠的长基线望远镜技术——该技术的核心在于对两个空间分离站点间弱入射光进行纠缠辅助差分相位测量。