मैजिक (दूरबीन): Difference between revisions

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मैजिक का पूर्ण रूप मेजर एटमॉस्फेरिक गामा इमेजिंग चेरनकोव टेलीस्कोप है। इसे बाद में मैजिक फ्लोरियन गोएबेल टेलीस्कोप का नाम दिया गया। यह समुद्र तल से लगभग 2200 मीटर की ऊंचाई पर कैनरी द्वीप समूह में से एक [[हथेली|ला प्लामा]] पर [[रोक डे लॉस मुचाचोस वेधशाला]] में स्थित दो [[ मैंने कार्य करता हूं | इमेजिंग अटमोस्फेरिक छेरेनकोव टेलीस्कोप]] की एक प्रणाली है। मैजिक [[चेरेंकोव विकिरण]], अर्थात अल्प प्रकाश का उपयोग करके गामा किरणों द्वारा छोड़े गए आवेशित कणों द्वारा विकिरित प्रकाश का पता लगाता है। प्रतिबिंबित सतह के लिए 17 मीटर के व्यास के साथ, यह उच्च ऊर्जा त्रिविमदर्शी प्रणाली के निर्माण से पूर्व दुनिया में सबसे बड़ा था।  
मैजिक का पूर्ण रूप मेजर एटमॉस्फेरिक गामा इमेजिंग चेरनकोव टेलीस्कोप है। इसे बाद में मैजिक फ्लोरियन गोएबेल टेलीस्कोप का नाम दिया गया। यह समुद्र तल से लगभग 2200 मीटर की ऊंचाई पर कैनरी द्वीप समूह में से एक [[हथेली|ला प्लामा]] पर [[रोक डे लॉस मुचाचोस वेधशाला]] में स्थित दो [[ मैंने कार्य करता हूं | इमेजिंग अटमोस्फेरिक छेरेनकोव टेलीस्कोप]] की एक प्रणाली है। मैजिक [[चेरेंकोव विकिरण]], अर्थात अल्प प्रकाश का उपयोग करके गामा किरणों द्वारा छोड़े गए आवेशित कणों द्वारा विकिरित प्रकाश का पता लगाता है। प्रतिबिंबित सतह के लिए 17 मीटर के व्यास के साथ, यह उच्च ऊर्जा त्रिविमदर्शी प्रणाली के निर्माण से पूर्व दुनिया में सबसे बड़ा था।  


पहला टेलिस्कोप 2004 में निर्मित किया गया था और स्टैंडअलोन विधा में पांच साल तक संचालित किया गया था। एक दूसरा मैजिक टेलीस्कोप (मैजिक-II), पहले वाले से 85 मीटर की दूरी पर, जुलाई 2009 में डेटा लेना प्रारंभ कर दिया। साथ में वे मैजिक टेलीस्कोप त्रिविमदर्शी प्रणाली को एकीकृत करते हैं।<ref>"Technical status of the MAGIC telescopes", MAGIC collaboration, Proc. International Cosmic Rays Conference 2009, arXiv:0907.1211</ref> मैजिक अपने बड़े दर्पण के कारण 50 [[GeV]] (बाद में 25 GeV तक कम) और 30 [[TeV]] के मध्य [[फोटॉन ऊर्जा]] वाली ब्रह्मांडीय [[गामा किरण]] के प्रति संवेदनशील है; अन्य भू-आधारित गामा-रे टेलीस्कोप सामान्यतः 200–300 GeV से ऊपर गामा ऊर्जा का निरीक्षण करते हैं। [[गामा-रे खगोल विज्ञान]] भी उपग्रह-आधारित संसूचकों का उपयोग करता है, जो केवी से लेकर कई GeV तक की ऊर्जा सीमा में गामा-किरणों का पता लगा सकता है।
पहला टेलिस्कोप 2004 में निर्मित किया गया था और स्टैंडअलोन विधा में पांच साल तक संचालित किया गया था। एक दूसरा मैजिक टेलीस्कोप (मैजिक-II) ने पहले वाले से 85 मीटर की दूरी पर, जुलाई 2009 में डेटा लेना प्रारंभ कर दिया था। साथ में वे मैजिक टेलीस्कोप त्रिविमदर्शी प्रणाली को एकीकृत करते हैं।<ref>"Technical status of the MAGIC telescopes", MAGIC collaboration, Proc. International Cosmic Rays Conference 2009, arXiv:0907.1211</ref> मैजिक अपने बड़े दर्पण के कारण 50 [[GeV]] (बाद में 25 GeV तक कम) और 30 [[TeV]] के मध्य [[फोटॉन ऊर्जा]] वाली ब्रह्मांडीय [[गामा किरण]] के प्रति संवेदनशील है; अन्य भू-आधारित गामा-रे टेलीस्कोप सामान्यतः 200–300 GeV से ऊपर गामा ऊर्जा का निरीक्षण करते हैं। [[गामा-रे खगोल विज्ञान]] भी उपग्रह-आधारित संसूचकों का उपयोग करता है, जो केवी से लेकर कई GeV तक की ऊर्जा सीमा में गामा-किरणों का पता लगा सकता है।


== उद्देश्य ==
== उद्देश्य ==
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*[[सुपरनोवा अवशेष]], [[ब्रह्मांडीय किरणों]] के स्रोत के रूप में उनकी रुचि के कारण।
*[[सुपरनोवा अवशेष]], [[ब्रह्मांडीय किरणों]] के स्रोत के रूप में उनकी रुचि के कारण।
*अन्य गांगेय स्रोत जैसे [[पल्सर पवन नीहारिका]] या [[एक्स-रे बायनेरिज़]]।<ref>{{Cite journal | doi = 10.1126/science.1128177| title = Variable Very-High-Energy Gamma-Ray Emission from the Microquasar LS I +61 303| journal = Science| volume = 312| issue = 5781| pages = 1771–3| year = 2006| last1 = Albert | first1 = J.| pmid=16709745|arxiv = astro-ph/0605549 |bibcode = 2006Sci...312.1771A | s2cid = 20981239}}</ref><ref>{{Cite journal | doi = 10.1086/521145| title = तारकीय द्रव्यमान ब्लैक होल बाइनरी सिग्नस एक्स-1 से बहुत उच्च ऊर्जा गामा-रे विकिरण| journal = The Astrophysical Journal| volume = 665| pages = L51–L54| year = 2007| last1 = Albert | first1 = J.| last2 = Aliu | first2 = E.| last3 = Anderhub | first3 = H.| last4 = Antoranz | first4 = P.| last5 = Armada | first5 = A.| last6 = Baixeras | first6 = C.| last7 = Barrio | first7 = J. A.| last8 = Bartko | first8 = H.| last9 = Bastieri | first9 = D.| last10 = Becker | first10 = J. K.| last11 = Bednarek | first11 = W.| last12 = Berger | first12 = K.| last13 = Bigongiari | first13 = C.| last14 = Biland | first14 = A.| last15 = Bock | first15 = R. K.| last16 = Bordas | first16 = P.| last17 = Bosch-Ramon | first17 = V.| last18 = Bretz | first18 = T.| last19 = Britvitch | first19 = I.| last20 = Camara | first20 = M.| last21 = Carmona | first21 = E.| last22 = Chilingarian | first22 = A.| last23 = Coarasa | first23 = J. A.| last24 = Commichau | first24 = S.| last25 = Contreras | first25 = J. L.| last26 = Cortina | first26 = J.| last27 = Costado | first27 = M. T.| last28 = Curtef | first28 = V.| last29 = Danielyan | first29 = V.| last30 = Dazzi | first30 = F.| issue = 1| display-authors = 29 | bibcode=2007ApJ...665L..51A|arxiv = 0706.1505 | hdl = 2445/150806| s2cid = 15302221| url = http://eprints.ucm.es/23791/1/MirandaJM72libre.pdf}}</ref>
*अन्य गांगेय स्रोत जैसे [[पल्सर पवन नीहारिका]] या [[एक्स-रे बायनेरिज़]]।<ref>{{Cite journal | doi = 10.1126/science.1128177| title = Variable Very-High-Energy Gamma-Ray Emission from the Microquasar LS I +61 303| journal = Science| volume = 312| issue = 5781| pages = 1771–3| year = 2006| last1 = Albert | first1 = J.| pmid=16709745|arxiv = astro-ph/0605549 |bibcode = 2006Sci...312.1771A | s2cid = 20981239}}</ref><ref>{{Cite journal | doi = 10.1086/521145| title = तारकीय द्रव्यमान ब्लैक होल बाइनरी सिग्नस एक्स-1 से बहुत उच्च ऊर्जा गामा-रे विकिरण| journal = The Astrophysical Journal| volume = 665| pages = L51–L54| year = 2007| last1 = Albert | first1 = J.| last2 = Aliu | first2 = E.| last3 = Anderhub | first3 = H.| last4 = Antoranz | first4 = P.| last5 = Armada | first5 = A.| last6 = Baixeras | first6 = C.| last7 = Barrio | first7 = J. A.| last8 = Bartko | first8 = H.| last9 = Bastieri | first9 = D.| last10 = Becker | first10 = J. K.| last11 = Bednarek | first11 = W.| last12 = Berger | first12 = K.| last13 = Bigongiari | first13 = C.| last14 = Biland | first14 = A.| last15 = Bock | first15 = R. K.| last16 = Bordas | first16 = P.| last17 = Bosch-Ramon | first17 = V.| last18 = Bretz | first18 = T.| last19 = Britvitch | first19 = I.| last20 = Camara | first20 = M.| last21 = Carmona | first21 = E.| last22 = Chilingarian | first22 = A.| last23 = Coarasa | first23 = J. A.| last24 = Commichau | first24 = S.| last25 = Contreras | first25 = J. L.| last26 = Cortina | first26 = J.| last27 = Costado | first27 = M. T.| last28 = Curtef | first28 = V.| last29 = Danielyan | first29 = V.| last30 = Dazzi | first30 = F.| issue = 1| display-authors = 29 | bibcode=2007ApJ...665L..51A|arxiv = 0706.1505 | hdl = 2445/150806| s2cid = 15302221| url = http://eprints.ucm.es/23791/1/MirandaJM72libre.pdf}}</ref>
*अज्ञात [[EGRET]] या [[फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप]] स्रोत
*अज्ञात [[EGRET|एग्रेट]] या [[फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप]] स्रोत
*गामा किरणें फूटती हैं
*गामा किरणें फूटती हैं
* [[ गहरे द्रव्य ]] का विनाश
* [[ गहरे द्रव्य ]]का विनाश


== अवलोकन ==
== अवलोकन ==

Revision as of 08:18, 21 April 2023

This article is about दूरबीन. For अन्य प्रयोग, see मैजिक.
मैजिक
WavelengthGamma rays (indirectly)
Built2004
Focal lengthf/D 1.03
Mountingmetal structure
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मैजिक का पूर्ण रूप मेजर एटमॉस्फेरिक गामा इमेजिंग चेरनकोव टेलीस्कोप है। इसे बाद में मैजिक फ्लोरियन गोएबेल टेलीस्कोप का नाम दिया गया। यह समुद्र तल से लगभग 2200 मीटर की ऊंचाई पर कैनरी द्वीप समूह में से एक ला प्लामा पर रोक डे लॉस मुचाचोस वेधशाला में स्थित दो इमेजिंग अटमोस्फेरिक छेरेनकोव टेलीस्कोप की एक प्रणाली है। मैजिक चेरेंकोव विकिरण, अर्थात अल्प प्रकाश का उपयोग करके गामा किरणों द्वारा छोड़े गए आवेशित कणों द्वारा विकिरित प्रकाश का पता लगाता है। प्रतिबिंबित सतह के लिए 17 मीटर के व्यास के साथ, यह उच्च ऊर्जा त्रिविमदर्शी प्रणाली के निर्माण से पूर्व दुनिया में सबसे बड़ा था।

पहला टेलिस्कोप 2004 में निर्मित किया गया था और स्टैंडअलोन विधा में पांच साल तक संचालित किया गया था। एक दूसरा मैजिक टेलीस्कोप (मैजिक-II) ने पहले वाले से 85 मीटर की दूरी पर, जुलाई 2009 में डेटा लेना प्रारंभ कर दिया था। साथ में वे मैजिक टेलीस्कोप त्रिविमदर्शी प्रणाली को एकीकृत करते हैं।[1] मैजिक अपने बड़े दर्पण के कारण 50 GeV (बाद में 25 GeV तक कम) और 30 TeV के मध्य फोटॉन ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय गामा किरण के प्रति संवेदनशील है; अन्य भू-आधारित गामा-रे टेलीस्कोप सामान्यतः 200–300 GeV से ऊपर गामा ऊर्जा का निरीक्षण करते हैं। गामा-रे खगोल विज्ञान भी उपग्रह-आधारित संसूचकों का उपयोग करता है, जो केवी से लेकर कई GeV तक की ऊर्जा सीमा में गामा-किरणों का पता लगा सकता है।

उद्देश्य

टेलिस्कोप का लक्ष्य मुख्य रूप से आने वाले फोटॉनों का पता लगाना और उनका अध्ययन करना है:

अवलोकन

MAGIC ने केकड़ा पल्सर से आने वाली 25 GeV से अधिक ऊर्जा वाली स्पंदित गामा-किरणें पाई हैं।[4] ऐसी उच्च ऊर्जाओं की उपस्थिति इंगित करती है कि गामा-किरण स्रोत पल्सर के चुंबकमंडल में बहुत दूर है, कई मॉडलों के विपरीत है।

2006 में MAGIC का पता चला[5] कैसर 3C 279 से बहुत उच्च ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणें, जो पृथ्वी से 5 बिलियन प्रकाश वर्ष दूर हैं। यह पिछले रिकॉर्ड दूरी को दोगुना कर देता है जिससे बहुत अधिक ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणों का पता लगाया गया है। सिग्नल ने संकेत दिया कि ऑप्टिकल और इन्फ्रारेड टेलीस्कोप के डेटा के आधार पर ब्रह्मांड पहले की तुलना में अधिक पारदर्शी है।

मैजिक ने बौनी आकाशगंगा ड्रेको बौना में डार्क मैटर के क्षय से उत्पन्न कॉस्मिक किरणों का अवलोकन नहीं किया।[6] यह डार्क मैटर मॉडल पर ज्ञात बाधाओं को मजबूत करता है।

एक और अधिक विवादास्पद अवलोकन 9 जुलाई, 2005 को ब्लेज़र मार्करियन 501 के एक छोटे से विस्फोट से आने वाली ब्रह्मांडीय किरणों की प्रकाश की गति में ऊर्जा निर्भरता है। 1.2 और 10 टीईवी के बीच ऊर्जा वाले फोटॉन एक बैंड में आने के 4 मिनट बाद पहुंचे। 0.25 और 0.6 टीईवी। फोटॉन की ऊर्जा का औसत विलंब 30 ±12 एमएस प्रति GeV था। यदि एक फोटॉन और फोटॉन ऊर्जा के अंतरिक्ष वेग के बीच संबंध रैखिक है, तो यह प्रकाश की गति में भिन्नात्मक अंतर में तब्दील हो जाता है, जो फोटॉन की ऊर्जा को 2×10 से विभाजित करने के बराबर होता है।17 जीईवी। शोधकर्ताओं ने सुझाव दिया है कि देरी को कितना झाग की उपस्थिति से समझाया जा सकता है, जिसकी अनियमित संरचना फोटॉन को कम मात्रा में धीमा कर सकती है, जो केवल लौकिक दूरी जैसे कि ब्लेजर के मामले में पता लगाने योग्य है।[7][8]


तकनीकी विनिर्देश

जादू एक धूप दिन पर
मैजिक टेलिस्कोप के अलग-अलग खंड

प्रत्येक टेलीस्कोप में निम्नलिखित विनिर्देश होते हैं:

  • एक संग्रहण क्षेत्र 236 मी2 जिसमें 956 50 सेमी × 50 सेमी अल्युमीनियम व्यक्तिगत रिफ्लेक्टर शामिल हैं
  • एक हल्का कार्बन फाइबर फ्रेम
  • 180 बड़े फोटोमल्टीप्लायर डिटेक्टरों (व्यास: 3.81 सेमी) से घिरे केंद्र (व्यास: 2.54 सेमी) में 396 अलग हेक्सागोनल फोटोमल्टीप्लायर डिटेक्टरों वाला एक डिटेक्टर।
  • डेटा को फ़ाइबर ऑप्टिक केबल द्वारा एनालॉग रूप में स्थानांतरित किया जाता है
  • सिग्नल का डिजिटलीकरण 2 GHz सैंपलिंग रेट के साथ ADC (एनालॉग-टू-डिजिटल कन्वर्टर) के ज़रिए किया जाता है
  • कुल वज़न 40,000 किग्रा
  • 22 सेकंड से कम आकाश की किसी भी स्थिति में जाने के लिए प्रतिक्रिया समय[9]

परावर्तन का प्रत्येक दर्पण एल्युमिनियम हनीकॉम्ब संरचना का एक सैंडविच है, AlMgSi मिश्र धातु की 5 मिमी प्लेट, दर्पण की सतह को उम्र बढ़ने से बचाने के लिए क्वार्ट्ज की एक पतली परत से ढकी हुई है। परवलयिक परावर्तक में प्लेट की स्थिति के अनुरूप वक्रता के साथ दर्पणों का गोलाकार आकार होता है। दर्पणों की परावर्तकता लगभग 90% होती है। फोकल स्पॉट का आकार लगभग आधा पिक्सेल आकार (<0.05°) होता है।

टेलिस्कोप को अलग-अलग ऊंचाई के कोणों पर निर्देशित करने से परावर्तक गुरुत्वाकर्षण के कारण अपने आदर्श आकार से विचलित हो जाता है। इस विरूपण का प्रतिकार करने के लिए, दूरबीन सक्रिय प्रकाशिकी प्रणाली से सुसज्जित है। प्रत्येक पैनल पर चार दर्पण लगे होते हैं, जो गति देनेवाला ्स से लैस होते हैं जो फ्रेम में इसके अभिविन्यास को समायोजित कर सकते हैं।

डिटेक्टर से संकेत 162 मीटर ऑप्टिकल फाइबर पर प्रसारित होता है। सिग्नल को डिजिटाइज़ किया जाता है और 32 केबी रिंग बफर में संग्रहित किया जाता है। रिंग बफ़र के रीडआउट का परिणाम 20 µs का डेड टाइम होता है, जो 1 kHz की डिज़ाइन ट्रिगर दर पर लगभग 2% डेड टाइम के अनुरूप होता है। रीडआउट को PCI (MicroEnable) कार्ड पर FPGA (Xilinx) चिप द्वारा नियंत्रित किया जाता है। डेटा को RAID0 डिस्क सिस्टम में 20 एमबी/एस तक की दर से सहेजा जाता है, जिसके परिणामस्वरूप प्रति रात 800 जीबी अपरिष्कृत डेटा प्राप्त होता है।[9]


सहयोग करने वाली संस्थाएं

धूमिल रातों के दौरान, MAGIC के सक्रिय सतह नियंत्रण के लेज़र संदर्भ बीम देखे जा सकते हैं। हालांकि, ऑपरेशन के लिए अब उनकी जरूरत नहीं है।

जर्मनी, स्पेन, इटली, स्विट्ज़रलैंड , क्रोएशिया, फिनलैंड, पोलैंड, भारत में बीस से अधिक संस्थानों के भौतिक विज्ञानी,

जादू का उपयोग करने में बुल्गारिया और अर्मेनिया सहयोग करते हैं; सबसे बड़े समूह हैं

यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ "Technical status of the MAGIC telescopes", MAGIC collaboration, Proc. International Cosmic Rays Conference 2009, arXiv:0907.1211
  2. ↑ Albert, J. (2006). "Variable Very-High-Energy Gamma-Ray Emission from the Microquasar LS I +61 303". Science. 312 (5781): 1771–3. arXiv:astro-ph/0605549. Bibcode:2006Sci...312.1771A. doi:10.1126/science.1128177. PMID 16709745. S2CID 20981239.
  3. ↑ Albert, J.; Aliu, E.; Anderhub, H.; Antoranz, P.; Armada, A.; Baixeras, C.; Barrio, J. A.; Bartko, H.; Bastieri, D.; Becker, J. K.; Bednarek, W.; Berger, K.; Bigongiari, C.; Biland, A.; Bock, R. K.; Bordas, P.; Bosch-Ramon, V.; Bretz, T.; Britvitch, I.; Camara, M.; Carmona, E.; Chilingarian, A.; Coarasa, J. A.; Commichau, S.; Contreras, J. L.; Cortina, J.; Costado, M. T.; Curtef, V.; Danielyan, V.; et al. (2007). "तारकीय द्रव्यमान ब्लैक होल बाइनरी सिग्नस एक्स-1 से बहुत उच्च ऊर्जा गामा-रे विकिरण" (PDF). The Astrophysical Journal. 665 (1): L51–L54. arXiv:0706.1505. Bibcode:2007ApJ...665L..51A. doi:10.1086/521145. hdl:2445/150806. S2CID 15302221.
  4. ↑ Aliu, E.; Anderhub, H.; Antonelli, L. A.; Antoranz, P.; Backes, M.; Baixeras, C.; Barrio, J. A.; Bartko, H.; Bastieri, D.; Becker, J. K.; Bednarek, W.; Berger, K.; Bernardini, E.; Bigongiari, C.; Biland, A.; Bock, R. K.; Bonnoli, G.; Bordas, P.; Bosch-Ramon, V.; Bretz, T.; Britvitch, I.; Camara, M.; Carmona, E.; Chilingarian, A.; Commichau, S.; Contreras, J. L.; Cortina, J.; Costado, M. T.; Covino, S.; et al. (2008). "Observation of Pulsed -Rays Above 25 GeV from the Crab Pulsar with MAGIC". Science. 322 (5905): 1221–1224. arXiv:0809.2998. Bibcode:2008Sci...322.1221A. doi:10.1126/science.1164718. PMID 18927358. S2CID 5387958.
  5. ↑ Albert, J.; Aliu, E.; Anderhub, H.; Antonelli, L. A.; Antoranz, P.; Backes, M.; Baixeras, C.; Barrio, J. A.; Bartko, H.; Bastieri, D.; Becker, J. K.; Bednarek, W.; Berger, K.; Bernardini, E.; Bigongiari, C.; Biland, A.; Bock, R. K.; Bonnoli, G.; Bordas, P.; Bosch-Ramon, V.; Bretz, T.; Britvitch, I.; Camara, M.; Carmona, E.; Chilingarian, A.; Commichau, S.; Contreras, J. L.; Cortina, J.; Costado, M. T.; et al. (2008-06-27). "Very-High-Energy Gamma Rays from a Distant Quasar: How Transparent is the Universe?". Science. 320 (5884): 1752–4. arXiv:0807.2822. Bibcode:2008Sci...320.1752M. doi:10.1126/science.1157087. PMID 18583607. S2CID 16886668.{{cite journal}}: CS1 maint: date and year (link)
  6. ↑ Albert, J.; et al. (2008). "Upper Limit for γ‐Ray Emission above 140 GeV from the Dwarf Spheroidal Galaxy Draco". The Astrophysical Journal. 679 (1): 428–431. arXiv:0711.2574. Bibcode:2008ApJ...679..428A. doi:10.1086/529135. S2CID 15324383.
  7. ↑ Albert, J.; Ellis, John; Mavromatos, N. E.; Nanopoulos, D. V.; Sakharov, A. S.; Sarkisyan, E. K. G. (2008). "Probing quantum gravity using photons from a flare of the active galactic nucleus Markarian 501 observed by the MAGIC telescope". Physics Letters B. 668 (4): 253–257. arXiv:0708.2889. Bibcode:2008PhLB..668..253M. doi:10.1016/j.physletb.2008.08.053. S2CID 5103618.
  8. ↑ Lee, Chris (2007-08-23). "गामा किरण विस्फोटों के साथ क्वांटम गुरुत्व का परीक्षण". Ars Technica (in English). Retrieved 2022-08-10.
  9. ↑ 9.0 9.1 Cortina, J.; for the MAGIC collaboration (2005). "मैजिक टेलीस्कोप की स्थिति और पहला परिणाम". Astrophysics and Space Science. 297 (2005): 245–255. arXiv:astro-ph/0407475. Bibcode:2005Ap&SS.297..245C. doi:10.1007/s10509-005-7627-5. S2CID 16311614.


बाहरी संबंध

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