मैजिक (दूरबीन): Difference between revisions
From Vigyanwiki
No edit summary |
(→अवलोकन) |
||
| Line 21: | Line 21: | ||
== अवलोकन == | == अवलोकन == | ||
मैजिक ने [[केकड़ा पल्सर|क्रैब पल्सर]] से 25 GeV से अधिक ऊर्जा की पल्स गामा-किरणों का पता लगाया है। इस तरह की ऊर्जा की उपस्थिति यह संकेत करती है कि गामा-किरण स्रोत पल्सर के चुंबकीय वातावरण से बहुत दूर है, जो कई पूर्व प्रारूप के विरोध में है। | |||
2006 में | 2006 में मैजिक ने पृथ्वी से 50 अरब किलोमीटर दूरी पर स्थित क्वेसर 3C 279 से बहुत उच्च ऊर्जा के ब्रह्मांडीय रेखाएं खोजी थीं। यह [[ कैसर |कैसर]] पृथ्वी से 50 अरब प्रकाश वर्ष की दूरी पर है।<ref>{{Cite journal |last1=Albert |first1=J. |last2=Aliu |first2=E. |last3=Anderhub |first3=H. |last4=Antonelli |first4=L. A. |last5=Antoranz |first5=P. |last6=Backes |first6=M. |last7=Baixeras |first7=C. |last8=Barrio |first8=J. A. |last9=Bartko |first9=H. |last10=Bastieri |first10=D. |last11=Becker |first11=J. K. |display-authors=29 |date=2008-06-27 |year=2008 |title=Very-High-Energy Gamma Rays from a Distant Quasar: How Transparent is the Universe? |journal=Science |volume=320 |issue=5884 |pages=1752–4 |arxiv=0807.2822 |bibcode=2008Sci...320.1752M |doi=10.1126/science.1157087 |pmid=18583607 |last12=Bednarek |first12=W. |last13=Berger |first13=K. |last14=Bernardini |first14=E. |last15=Bigongiari |first15=C. |last16=Biland |first16=A. |last17=Bock |first17=R. K. |last18=Bonnoli |first18=G. |last19=Bordas |first19=P. |last20=Bosch-Ramon |first20=V. |last21=Bretz |first21=T. |last22=Britvitch |first22=I. |last23=Camara |first23=M. |last24=Carmona |first24=E. |last25=Chilingarian |first25=A. |last26=Commichau |first26=S. |last27=Contreras |first27=J. L. |last28=Cortina |first28=J. |last29=Costado |first29=M. T. |last30=Covino |first30=S.|s2cid=16886668 }}</ref> यह पिछले नामित दूरी को दोगुना कर देता है जिससे बहुत अधिक ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणों का पता लगाया गया है। इस से यह संकेत प्राप्त हुआ कि प्रकाशीय और इन्फ्रारेड दूरबीन के डेटा के आधार पर ब्रह्मांड पहले की तुलना में अधिक पारदर्शी है। | ||
मैजिक ने [[बौनी आकाशगंगा]] [[ड्रेको बौना]] में | मैजिक ने [[बौनी आकाशगंगा]] [[ड्रेको बौना|ड्रेको]] में अदीप्त पदार्थ के क्षय से उत्पन्न ब्रह्मांडीय किरणों का अवलोकन नहीं किया।<ref>{{Cite journal | last1 = Albert | first1 = J. | last2 = Aliu | first2 = E. | last3 = Anderhub | first3 = H. | last4 = Antoranz | first4 = P. | last5 = Backes | first5 = M. | 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 = Commichau | first23 = S. | last24 = Contreras | first24 = J. L. | last25 = Cortina | first25 = J. | last26 = Costado | first26 = M. T. | last27 = Curtef | first27 = V. | last28 = Danielyan | first28 = V. | last29 = Dazzi | first29 = F. | last30 = De Angelis | first30 = A. | display-authors = 1 | title = Upper Limit for γ‐Ray Emission above 140 GeV from the Dwarf Spheroidal Galaxy Draco | doi = 10.1086/529135 | journal = The Astrophysical Journal | volume = 679 | pages = 428–431 | year = 2008 | issue = 1 | bibcode=2008ApJ...679..428A | ||
|arxiv = 0711.2574 | s2cid = 15324383 }}</ref> यह | |arxiv = 0711.2574 | s2cid = 15324383 }}</ref> यह अदीप्त पदार्थ प्रारूप पर ज्ञात बाधाओं को प्रभावशाली बनाता 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 | 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। 0.25 और 0.6 TeV के मध्य एक बैंड में होने वाले फोटनों के बाद, 1.2 और 10 TeV के बीच ऊर्जा वाले फ़ोटॉन चार मिनट के बाद पहुंचे। 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 परिवर्तित हो जाता है, जो फोटॉन की ऊर्जा को 2×10 से विभाजित करने के बराबर होता है।<sup>17</sup>शोधकर्ताओं ने सुझाव दिया है कि देरी को [[ कितना झाग | क्वांटम 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 परिप्रेक्ष्य में पता लगाने योग्य है।<ref>{{Cite journal |last1=Albert |first1=J. |last2=Ellis |first2=John |last3=Mavromatos |first3=N. E. |last4=Nanopoulos |first4=D. V. |last5=Sakharov |first5=A. S. |last6=Sarkisyan |first6=E. K. G. |date=2008 |title=Probing quantum gravity using photons from a flare of the active galactic nucleus Markarian 501 observed by the MAGIC telescope |url=http://arxiv.org/abs/0708.2889 |journal=Physics Letters B |volume=668 |issue=4 |pages=253–257 |doi=10.1016/j.physletb.2008.08.053|arxiv=0708.2889 |bibcode=2008PhLB..668..253M |s2cid=5103618 }}</ref><ref>{{Cite web |last=Lee |first=Chris |date=2007-08-23 |title=गामा किरण विस्फोटों के साथ क्वांटम गुरुत्व का परीक्षण|url=https://arstechnica.com/science/2007/08/probing-quantum-gravity-with-gamma-ray-bursters/ |access-date=2022-08-10 |website=Ars Technica |language=en-us}}</ref> | ||
| Line 50: | Line 50: | ||
==सहयोग करने वाली संस्थाएं== | ==सहयोग करने वाली संस्थाएं== | ||
[[File:The MAGIC Telescope at night.jpg|thumb|धूमिल रातों के दौरान, | [[File:The MAGIC Telescope at night.jpg|thumb|धूमिल रातों के दौरान, मैजिक 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 | जादू का उपयोग करने में [[बुल्गारिया]] और अर्मेनिया सहयोग करते हैं; सबसे बड़े समूह हैं | ||
*इंस्टीट्यूट डी फिसिका डी'अल्टेस एनर्जी ([[आईएफएई]]), स्पेन | *इंस्टीट्यूट डी फिसिका डी'अल्टेस एनर्जी ([[आईएफएई]]), स्पेन | ||
| Line 81: | Line 81: | ||
==बाहरी संबंध== | ==बाहरी संबंध== | ||
{{Commons category|MAGIC}} | {{Commons category|MAGIC}} | ||
*[https://magic.mpp.mpg.de/ Official | *[https://magic.mpp.mpg.de/ Official मैजिक Telescope webpage] | ||
*[https://web.archive.org/web/20190902142811/http://magic.pic.es/ | *[https://web.archive.org/web/20190902142811/http://magic.pic.es/ मैजिक Data Center] | ||
*[https://web.archive.org/web/20141116032423/http://www.aspera-eu.org/ Aspera European network portal] | *[https://web.archive.org/web/20141116032423/http://www.aspera-eu.org/ Aspera European network portal] | ||
*[http://arquivo.pt/wayback/20160314152446/http://www.astroparticle.org/ Astroparticle.org: to know everything about astroparticle physics] | *[http://arquivo.pt/wayback/20160314152446/http://www.astroparticle.org/ Astroparticle.org: to know everything about astroparticle physics] | ||
Revision as of 08:35, 21 April 2023
| Wavelength | Gamma rays (indirectly) |
|---|---|
| Built | 2004 |
| Focal length | f/D 1.03 |
| Mounting | metal structure |
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:
- सक्रिय गांगेय नाभिक में ब्लैक होल्स की अभिवृद्धि
- सुपरनोवा अवशेष, ब्रह्मांडीय किरणों के स्रोत के रूप में उनकी रुचि के कारण।
- अन्य गांगेय स्रोत जैसे पल्सर पवन नीहारिका या एक्स-रे बायनेरिज़।[2][3]
- अज्ञात एग्रेट या फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप स्रोत
- गामा किरणें फूटती हैं
- गहरे द्रव्य का विनाश
अवलोकन
मैजिक ने क्रैब पल्सर से 25 GeV से अधिक ऊर्जा की पल्स गामा-किरणों का पता लगाया है। इस तरह की ऊर्जा की उपस्थिति यह संकेत करती है कि गामा-किरण स्रोत पल्सर के चुंबकीय वातावरण से बहुत दूर है, जो कई पूर्व प्रारूप के विरोध में है।
2006 में मैजिक ने पृथ्वी से 50 अरब किलोमीटर दूरी पर स्थित क्वेसर 3C 279 से बहुत उच्च ऊर्जा के ब्रह्मांडीय रेखाएं खोजी थीं। यह कैसर पृथ्वी से 50 अरब प्रकाश वर्ष की दूरी पर है।[4] यह पिछले नामित दूरी को दोगुना कर देता है जिससे बहुत अधिक ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणों का पता लगाया गया है। इस से यह संकेत प्राप्त हुआ कि प्रकाशीय और इन्फ्रारेड दूरबीन के डेटा के आधार पर ब्रह्मांड पहले की तुलना में अधिक पारदर्शी है।
मैजिक ने बौनी आकाशगंगा ड्रेको में अदीप्त पदार्थ के क्षय से उत्पन्न ब्रह्मांडीय किरणों का अवलोकन नहीं किया।[5] यह अदीप्त पदार्थ प्रारूप पर ज्ञात बाधाओं को प्रभावशाली बनाता 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। 0.25 और 0.6 TeV के मध्य एक बैंड में होने वाले फोटनों के बाद, 1.2 और 10 TeV के बीच ऊर्जा वाले फ़ोटॉन चार मिनट के बाद पहुंचे। 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 परिवर्तित हो जाता है, जो फोटॉन की ऊर्जा को 2×10 से विभाजित करने के बराबर होता है।17शोधकर्ताओं ने सुझाव दिया है कि देरी को क्वांटम 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 परिप्रेक्ष्य में पता लगाने योग्य है।[6][7]
तकनीकी विनिर्देश
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[8]
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।[8]
सहयोग करने वाली संस्थाएं
धूमिल रातों के दौरान, मैजिक 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
- इंस्टीट्यूट डी फिसिका डी'अल्टेस एनर्जी (आईएफएई), स्पेन
- यूनिवर्सिटी ऑटोनोमा डी बार्सिलोना, स्पेन
- मैड्रिड के कॉम्प्लूटेंस विश्वविद्यालय, स्पेन
- Centro de Investigaciones Energéticas, MediaAmbientales y Tecnológicas (CIEMAT), स्पेन
- इंस्टीट्यूटो डी एस्ट्रोफिसिका डी एंडालुसिया, स्पेन
- इंस्टीट्यूटो डी एस्ट्रोफिसिका डी कैनेरियास, स्पेन
- ETHZ, ज्यूरिख, स्विट्जरलैंड
- यूएनआईजीई, जेनेवा, स्विट्जरलैंड
- डिपार्टिमेंटो डि फिसिका और आईएनएफएन, पडुआ विश्वविद्यालय, इटली
- तुओरला वेधशाला, पिक्कियो, फ़िनलैंड
- डिपार्टिमेंटो डी फिसिका और INFN, सिएना विश्वविद्यालय, इटली
- डिपार्टिमेंटो डी फिसिका और आईएनएफएन, उडीन विश्वविद्यालय, इटली
- डॉर्टमुंड प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय, जर्मनी
- वुर्जबर्ग विश्वविद्यालय, जर्मनी
- भौतिकी के लिए मैक्स प्लैंक संस्थान, जर्मनी
- कण भौतिकी संस्थान, ज्यूरिख, स्विट्जरलैंड
- राष्ट्रीय खगोल भौतिकी संस्थान (आईएनएएफ), इटली
- परमाणु अनुसंधान और परमाणु ऊर्जा संस्थान, सोफिया, बुल्गारिया
- क्रोएशियन मैजिक कंसोर्टियम (Ruđer Bošković Institute| Institute Ruđer Bošković, Zagreb; विभाजन विश्वविद्यालय, विभाजन (शहर)शहर); [[नदी विश्वविद्यालय]], रिजेका), क्रोएशिया
यह भी देखें
संदर्भ
- ↑ "Technical status of the MAGIC telescopes", MAGIC collaboration, Proc. International Cosmic Rays Conference 2009, arXiv:0907.1211
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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) - ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Lee, Chris (2007-08-23). "गामा किरण विस्फोटों के साथ क्वांटम गुरुत्व का परीक्षण". Ars Technica (in English). Retrieved 2022-08-10.
- ↑ 8.0 8.1 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
Wikimedia Commons has media related to MAGIC.
