Sửa lỗi lượng tử sẽ kích hoạt kính thiên văn lượng tử

Các nhà nghiên cứu từ Úc và Singapore đang nghiên cứu một kỹ thuật lượng tử mới có thể tăng cường VLBI quang học. Nó được gọi là Đoạn đoạn nhiệt Raman kích thích (STIRAP), cho phép truyền thông tin lượng tử mà không bị thất thoát. Khi được in vào mã sửa lỗi lượng tử, kỹ thuật này có thể cho phép quan sát VLBI ở các bước sóng không thể tiếp cận trước đây. Sau khi được tích hợp với các thiết bị thế hệ tiếp theo, kỹ thuật này có thể cho phép nghiên cứu chi tiết hơn về lỗ đen, ngoại hành tinh, Hệ Mặt trời và bề mặt của các ngôi sao xa xôi.

Kỹ thuật giao thoa kế bao gồm việc kết hợp ánh sáng từ nhiều kính thiên văn để tạo ra hình ảnh của một vật thể mà nếu không thì sẽ rất khó phân giải. Phép đo giao thoa đường cơ sở rất dài đề cập đến một kỹ thuật cụ thể được sử dụng trong thiên văn vô tuyến trong đó các tín hiệu từ nguồn vô tuyến thiên văn (lỗ đen, quasar, pulsar, tinh vân hình thành sao, v.v.) được kết hợp để tạo ra hình ảnh chi tiết về cấu trúc và hoạt động của chúng. Trong những năm gần đây, VLBI đã mang lại những hình ảnh chi tiết nhất về các ngôi sao quay quanh Sagitarrius A* (Sgr A*), SMBH ở trung tâm thiên hà của chúng ta.

Chúng ta đã có thể thực hiện phép đo giao thoa đường cơ sở lớn trong lò vi sóng. Tuy nhiên, nhiệm vụ này trở nên rất khó khăn ở các tần số quang học, bởi vì ngay cả những thiết bị điện tử nhanh nhất cũng không thể đo trực tiếp các dao động của điện trường ở các tần số này.

Quá trình mà họ hình dung sẽ liên quan đến việc kết hợp chặt chẽ ánh sáng của ngôi sao vào các trạng thái nguyên tử “tối” không bức xạ. Huang cho biết, bước tiếp theo là kết hợp ánh sáng với hiệu chỉnh lỗi lượng tử (QEC), một kỹ thuật được sử dụng trong điện toán lượng tử để bảo vệ thông tin lượng tử khỏi các lỗi do mất kết hợp và “nhiễu lượng tử” khác.

Arxiv – Tạo ảnh sao với sửa lỗi lượng tử.

Kết hợp ánh sáng từ các kính viễn vọng trên toàn bộ hành tinh sẽ cho phép chụp ảnh trực tiếp các hành tinh trong các hệ mặt trời khác. Ánh sáng của ngôi sao sẽ cần được che chắn để chúng ta có thể nhìn thấy ngoại hành tinh một cách chi tiết.

Có công việc để tạo ra các ngôi sao dựa trên không gian cho các kính thiên văn lớn trên mặt đất. Các nhà nghiên cứu khác đang nghiên cứu một thiết kế lại siêu nhẹ sẽ được phát triển để có thể chế tạo hoặc lắp ráp trong không gian.

Có những máy tính lượng tử với hàng chục – hoặc sắp tới là hàng trăm – qubit đang có sẵn. Nhiều nỗ lực nghiên cứu đã tập trung vào việc sử dụng các thiết bị lượng tử quy mô trung bình (NISQ) ồn ào như vậy để chứng minh các khả năng vượt qua các máy tính cổ điển. Ở đây, chúng tôi đã đề xuất một ứng dụng cho thiết bị NISQ như vậy để chụp ảnh, nơi chúng tôi bảo vệ thông tin được mã hóa trong ánh sáng sao nhận được. Đối với loại tiếng ồn chiếm ưu thế—giảm pha—chúng tôi chỉ ra rằng có thể đạt được lợi thế đáng kể bằng cách sử dụng ngay cả một mã lặp lại đơn giản. Đối với các loại tiếng ồn (thậm chí là bất lợi) làm hỏng tối đa một phần qubit nhất định.

Các nhà nghiên cứu kính viễn vọng tìm thấy ngưỡng —9.4%—mà thông tin Fisher lượng tử có thể được bảo toàn. Ngưỡng này ít nghiêm ngặt hơn đáng kể so với ngưỡng cần thiết cho tính toán lượng tử. Đối với việc khử pha thuần túy, chúng có thể chịu được tỷ lệ lỗi lên tới 50%. Điều này có nghĩa là kính thiên văn lượng tử sửa lỗi dễ dàng hơn so với máy tính lượng tử sửa lỗi.

Họ dự đoán rằng bằng cách tận dụng lý thuyết tính toán lượng tử chịu lỗi, sơ đồ của họ có thể đạt được QFI cao ngay cả với hoạt động QEC không hoàn hảo.