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望远镜系统的角分辨率受限于相干孔径的大小，孔径越大，角分辨率越精细。这可以通过制造更大的望远镜来实现，或者通过组合多个望远镜阵列来模拟更大的望远镜。后者允许用户在探测器之间创建非常长的基线，而无需使用单个的大型探测系统；使用甚长基线干涉测量法 (VLBI) 的望远镜系统已经能够获得更高质量的天文物体图像。然而，直接探测 VLBI 对于较高频率的光子（例如可见光子）来说更加困难，因为这些波长在光纤中的传输损耗较大，并且无法直接记录光频率的电场（与射电望远镜相比，射电望远镜的信号可以先以电子方式记录，然后像事件视界望远镜 [ 1 ] 一样进行“干涉”）。 Gottesman、Jennewein 和 Croke 提出通过检测望远镜之间的相关性来规避这一限制，每个望远镜都由一个天文光子和一个地面光子的叠加组成（望远镜之间的相对相位可控）[2]。本质上，这两个过程之间存在量子力学的双光子干涉，其中天文光子进入一个望远镜，地面光子进入另一个望远镜，反之亦然。干涉可见度作为望远镜基线分离的函数的变化决定了两个望远镜处光源的相互相干性，进而通过范西特-泽尔尼克定理，人们可以确定光源的强度分布[3]。在这里，我们使用来自自发参量下转换（SPDC）的光子进行了原理验证演示。
模拟无湍流量子增强干涉望远镜
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