Configuración de Hanbury Brown y Twiss: Guía de Física Atómica. Aprende cómo esta configuración mide la correlación de fotones y su aplicación en la investigación cuántica.
Configuración de Hanbury Brown y Twiss | Guía de Física Atómica
La configuración de Hanbury Brown y Twiss (HBT) es una técnica ampliamente utilizada en la física atómica y en otras áreas de la física, como la óptica cuántica y la astronomía. Esta configuración se utiliza principalmente para medir la coherencia y correlación de fotones emitidos por una fuente de luz. La idea principal detrás del experimento HBT es evaluar la estadística de la luz y, en particular, la naturaleza cuántica de los fotones.
Teoría detrás de Hanbury Brown y Twiss
La configuración de Hanbury Brown y Twiss se basa en la interferometría y la correlación. Se originó en los años 50 cuando Robert Hanbury Brown y Richard Q. Twiss desarrollaron esta técnica para medir el diámetro angular de estrellas distantes mediante la correlación de la intensidad de luz detectada por dos telescopios separados.
La teoría cuántica de fotones implica que la luz puede comportarse tanto como una onda continua como un conjunto de partículas discretas llamadas fotones. Bajo esta premisa, la configuración HBT permite estudiar las correlaciones en la llegada de fotones a diferentes detectores. Utilizando estas correlaciones, es posible obtener información sobre la naturaleza de la fuente de luz.
Configuración Experimental
La configuración básica del experimento HBT consiste en una fuente de luz coherente o incoherente, un divisor de haz (beam splitter) y dos detectores de fotones. El esquema básico es el siguiente:
- Fuente de Luz: Puede ser una lámpara incandescente, un láser, o incluso una estrella.
- Divisor de Haz: Un elemento óptico que divide el haz de luz en dos haces separados.
- Detectores: Dos detectores de fotones (D1 y D2) que registran la llegada de los fotones divididos.
El divisor de haz mide las intensidades de la luz en dos caminos diferentes. Los detectores, generalmente fotodiodos, están colocados en estos dos caminos. Cuando un fotón entra en el divisor de haz, tiene una probabilidad de 50% de ser transmitido a D1 o reflejado a D2. Las señales de ambos detectores se envían posteriormente a un correlador que evalúa la coincidencia temporal entre los eventos de detección en D1 y D2.
Correlación y Coherencia
El propósito del experimento HBT es medir la función de correlación de segundo orden, g²(τ), que describe la correlación temporal entre dos señales detectadas separadas por un intervalo de tiempo τ. La función de correlación de segundo orden se define matemáticamente como:
g²(τ) = \(\frac{
donde I(t) es la intensidad de luz medida en un tiempo t y
Para luz coherente, g²(τ) tiene un valor constante de 1, lo que indica una perfecta correlación entre cualquier par de detecciones en el tiempo. En cambio, para luz incoherente, la función g²(0) puede tener un valor máximo de 2 cuando τ=0, indicando una mayor probabilidad de detección simultánea de fotones en ambos detectores debido a la agrupación (bunching) de fotones.
Aplicaciones en la Física Atómica
En la física atómica, la configuración de Hanbury Brown y Twiss tiene múltiples aplicaciones. Algunas de las más destacadas incluyen:
- Medición de la coherencia temporal: Permite determinar la longitud de coherencia de la fuente de luz, revelando información sobre los procesos de emisión de fotones.
- Detección de entrelazamiento cuántico: Es fundamental para estudios de sistemas cuánticos entrelazados donde la correlación entre partículas puede ser analizada.
- Espectroscopía de fotones: Útil para caracterizar las propiedades espectrales de la luz emitida por diferentes fuentes atómicas.
- Medición de la temperatura de gases: Al analizar la distribución estadística de fotones generados por átomos en un gas, se puede inferir la temperatura del sistema.
Además de sus aplicaciones en física atómica, el experimento HBT es crucial en otras áreas de la ciencia. Por ejemplo, en astronomía se utiliza para medir diámetros estelares y resolver características de fuentes astronómicas que de otro modo no serían observables.