（a）基线b的双望远镜阵列指向两颗角距2θ的弱发射恒星。画面显示一颗恒星光子抵达A点。（b） 入射光子被送入空间模式解复用器（SPADE）。激发发生在第二模态基底以及积分时间块的第五个时间区间，该时间段大约有一个光子到达。（c） 光子态通过光子记忆 CNOT 门、压缩二进制编码以及对光子进行 X 基测量加载到存储量子比特上。（d） 在望远镜站点中预先分布的纠缠对有助于执行一系列作，揭示到达时间和空间模态指数，结合（e）相关记忆原子的X次测量结果，得出一个单位后处理结果，其对多个包含一个光子的时间块测量的经验概率足以估算QFI规定精度极限下的θ。图片来源：Padilla 等人（PRL，2026年）。

天文学家为了捕捉宇宙学对象的高分辨率、锐利图像，往往会把多台望远镜所采集的数据进行组合。这一做法称为长基线干涉测量（long‑baseline interferometry），其核心是比较来自遥远天体的光信号——这些信号被位于不同位置的望远镜接收——随后利用计算技术对其进行重建，得到更清晰的图像。

传统的长基线干涉方法是用干涉仪将不同望远镜收集的光信号相结合。为此，它依赖于细腻的光学耦合，把光束汇聚到一起，而当望远镜相距甚远时，建立这些光学链路极为困难。

亚利桑那大学、马里兰大学以及 NASA Goddard 空间飞行中心的研究人员最近提出了一种替代方案，利用一种名为纠缠（entanglement）的量子效应来实现更高分辨率的天文图像。该方案在《Physical Review Letters》发表的论文中进行了阐述：远距离的纠缠望远镜在不论多远都共享一个统一的量子态，能够从各自位置提取同一场景或宇宙图像的相同信息。

“我们小组的研究背景位于量子信息理论（量化光和原子等本质上量子物理媒介所携带的‘信息’的科学）与量子光学（光的量子理论）的交叉点，” 论文的高级作者、量子网络中心（Center for Quantum Networks, CQN）主任 Saikat Guha 博士告诉 Phys.org。 “过去十年里，我们一直从量子信息视角研究光学成像，探讨在获取关于场景特定属性（例如‘两颗星星相距多远？’、‘我看到的是 2 颗、3 颗还是 4 颗星？’、‘一个已知对象是否发生了变化？’等）时的分辨率基本极限。”

Guha 博士及其同事将光视为量子对象，从而能以根本性能极限来回答成像相关问题——这些极限不受任何关于光信号如何处理或检测的假设所影响。

“我们发现由‘量子极限’预测的成像或感知系统的性能——常常通过非标准接收技术实现，例如空间模态排序（spatial mode sorting）——远远优于传统成像系统的基本极限，后者常使用聚焦平面相机捕获携带信息的光。” “这表明本被认为无法解析或不可见的对象，实际上是可以被分辨的。我们只需摆脱长期以来对传统接收方法的固有信念。”

CFI 归一化为 QFI，绘制为颜色图，表示分离角 θ＝σ 与基线与口径直径之比 r。显示四个空间模态截止值 K，右上角对应二进制 SPADE（K＝2）在亚雷利亚德雷（θ＝σ＜1）范围内达到 QFI。来源：Padilla 等（PRL，2026）。

在早期的研究中，NASA 研究员 Aqil Sajjad 量化了使用两台远距望远镜解析两颗星的基本分辨极限。这一长基线方法此前已被其他研究团队用于射电天文学。

“我们知道，跨越长距离的协同望远镜在观测相同场景时，可以模拟一个直径等于它们之间距离的望远镜，从而能够解析更细致的场景细节。” “我们发现的接收器设计将实现量子极限性能，需要在每台望远镜站点使用空间模态排序器，随后在一组光束分裂器中对已排序的空间模态进行成对组合。若望远镜相距甚远，想把每台望远镜的光引入一个中心位置并进行成对组合且不产生可观损耗，几乎不可能。”

在前期工作基础上，Guha 与 Sajjad 设法构建了一个替代方案，以实现远距离望远镜收集信号的组合。其纠缠基方法是与 NASA 量子通信首席科学家 Babak N. Saif 合作开发的，Saif 负责量子通信，Padilla 是博士生。

“我们设计了一种方式，在光束分裂器数组中完成每台望远镜本地已排序的恒星光的成对组合，但不需要任何物理光束分裂器，也不需要把两台望远镜的光物理带到同一地点。” “量子力学允许两方远程共享纠缠——一种比任何物理允许的概率相关性更强的相关形式——可以存储在各望远镜站点的原子量子记忆注册中，每个注册存储一个量子比特。” “纠缠与经典通信通道相结合可实现量子态的瞬移：在不把存储量子比特的物体（如光脉冲、原子电子自旋等）物理传输的前提下，将其量子态跨越长距离。”

该方案基于 2012 年由加拿大滑铁卢大学与 Perimeter Institute 研究团队提出的理论提议——实现两远程光源间的干涉，而不需将光集中于一处，以获得高分辨率天文图像。

空间模态排序器是一种将入射光分裂成不同电场分布模式并分别送入各自探测器的装置。

“通过分析这些模式，望远镜可以从微弱或微小天体中提取更多信息。空间模式排序尤其能帮助望远镜达到量子物理所允许的最终分辨率，让它们研究比传统衍射或雷利极限更小的对象。”

传统长基线干涉测量通过光学链路把两台望远镜的光引至中心位置（即光管），随后在光束分裂器中组合光信号，输出的干涉图像用于生成更高分辨率图像。

“我们调整相位延迟，直到其中一个输出光亮度最大、另一个最暗。” “这种老方法被称为白光干涉测量，可估计两地点收集到的恒星光之间的相位差，结合两输出（暗、亮）之间的强度差，可获取关于待观测天体场景的相关信息。”

加拿大学者与哈佛团队曾探讨用纠缠替代干涉仪的相位扫描，提出利用两台纠缠望远镜在各自站点本地处理信息，从而避免把光信号传输到中心位置。

“简而言之，现有的长基线干涉系统甚至未来的纠缠基系统都涉及将两台望远镜的光组合，以模拟白光干涉扫描，但这并不是针对我们所讨论的定量成像问题的量子最优方法。” “此外，现有方案并不显而易见地推广到涉及多台望远镜的最佳纠缠基接收器。”

在论文中，研究人员提出了一个可扩展至更大望远镜网络的新纠缠方案，可在任何测量基底上对多台纠缠望远镜收集的整体光进行任意测量，而不需要在物理位置上合并光信号。

“利用量子纠缠而非物理传输光，能够以任意测量基底捕获来自天文场景的光，可能实现远高于现有技术的分辨率。”

为展示其潜力，研究团队对真实观测实例（两点源）进行了计算。结果表明，量子增强方案可实现前所未有的天文图像分辨率。

“我们的方案可应用于从定位置化星团到监测已知对象变化的空间领域意识、图书馆中对象分类、探测外星行星等多领域。” “它也能应用于天体物理和空间领域意识中的定量成像问题，实现比单台望远镜甚至当前长基线系统更高的精度。”

由哈佛大学 Mikhail Lukin 教授领导的研究组，使用硅空位在金刚石中实现的原子量子记忆的远程光子触发纠缠，已在概念验证中展示了两台空间分离站点之间弱入射光的差分相位测量。

勇编撰自论文"Superresolution Imaging with Entanglement-Enhanced Telescopy".Physical Review Letters.2026相关信息，文中配图若未特别标注出处，均来源于自绘或公开图库。