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La résolution d'un télescope, qui définit la netteté de ses images, correspond au plus petit angle entre deux objets observés, où ils peuvent encore être visiblement séparés. La limite de résolution est fixée par la diffraction : les rayons lumineux se diffractent et se dispersent autour des objets situés sur leur trajectoire, dans ce cas le miroir du télescope, lorsqu'ils se déplacent vers le plan focal, où se trouve le capteur (caméra).  L'angle original de la lumière est brouillé, ce qui fait que l'objet observé, dans ce cas une étoile, ressemble à une tache floue. Ainsi, deux étoiles proches ressembleront à des taches floues superposées, que nous ne pourrons plus distinguer.

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Il existe deux moyens fondamentaux de réduire la diffraction et d'améliorer la résolution, comme le prévoit le principe d'incertitude de la mécanique quantique. L'une consiste à réduire la longueur d'onde, par exemple en éclairant l'objet par de la lumière bleue au lieu de rouge ; l'autre consiste à augmenter l'ouverture du télescope. Puisqu'en astronomie nous observons la lumière naturelle qui échappe à notre contrôle, nous ne pouvons pas réduire la longueur d'onde, mais nous pouvons augmenter l'ouverture du télescope. En effet, les télescopes géants construits au cours des dernières décennies offrent une très haute résolution. En revanche, pour les télescopes de taille moyenne ou les télescopes spatiaux, limités par le volume des lanceurs, la résolution reste un problème.

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L'expérience réalisée au Technion est basée sur l'amplification des photons (particules de lumière). Lorsqu'un photon, provenant d'une étoile, traverse l'ouverture du télescope, il atteint un amplificateur de lumière, un milieu d'atomes, qui réagit en stimulant l'émission de nombreux photons supplémentaires. Ces photons stimulés sont identiques au photon d'origine, tant en direction qu'en longueur d'onde. Les photons produits obéissent également à la limite de diffraction initiale, mais leur faible nombre permet de mieux mesurer l'angle auquel le photon original, astronomique, a traversé l'ouverture du télescope. Il s'agit d'une amélioration par rapport à la détection directe, qui se base uniquement sur le photon original (sans amplificateur), et qui améliore la résolution du télescope sans en augmenter la taille.

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Une telle amplification de la lumière n'a pas été recommandée car l'émission stimulée est également accompagnée d'une émission spontanée constante par les mêmes atomes. Les nombreux photons spontanés sont émis dans toutes les directions, contrairement aux photons stimulés, ce qui crée un arrière-plan lumineux et réduit l'augmentation de la résolution obtenue. Par conséquent, Gal Gumpel et le Dr Ribak ont dû mesurer séparément les photons spontanés. Dans l'expérience en laboratoire, ils ont bloqué la lumière de l'"étoile" une partie du temps, mesurant ainsi uniquement le fond, tandis que le reste du temps servait à mesurer les photons stimulés et spontanés. L'image de l'objet a été obtenue en soustrayant l'image de fond de l'image combinée, ne laissant que l'image propre de la source. C'est la première fois qu'une telle expérience est réalisée avec de la lumière blanche, car la plupart des amplificateurs de lumière (comme ceux des lasers) ne fonctionnent qu'à une seule longueur d'onde.

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Selon les chercheurs, "l'un des inconvénients possibles de la méthode est la perte de sensibilité des images finales, mais c'est un prix à payer pour la résolution accrue. De plus, la perte de sensibilité peut être partiellement compensée en augmentant les temps d'exposition, c'est-à-dire la période d'observation."