मैजिक (दूरबीन): Difference between revisions
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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 | ||
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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> | ||
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[[File:Magicmirror.jpg|thumb|जादू एक धूप दिन पर]] | [[File:Magicmirror.jpg|thumb|जादू एक धूप दिन पर]] | ||
[[File:Tiles of a MAGIC telescope.jpg|thumb|मैजिक टेलिस्कोप के अलग-अलग खंड]]प्रत्येक टेलीस्कोप में निम्नलिखित विनिर्देश होते हैं: | [[File:Tiles of a MAGIC telescope.jpg|thumb|मैजिक टेलिस्कोप के अलग-अलग खंड]]प्रत्येक टेलीस्कोप में निम्नलिखित विनिर्देश होते हैं: | ||
*एक संग्रहण क्षेत्र 236 मी<sup>2</sup> जिसमें 956 50 सेमी × 50 सेमी [[अल्युमीनियम]] व्यक्तिगत | *एक संग्रहण क्षेत्र 236 मी<sup>2</sup> जिसमें 956 50 सेमी × 50 सेमी [[अल्युमीनियम]] व्यक्तिगत परावर्तक सम्मिलित हैं | ||
* एक | * एक कम भार वाला [[कार्बन फाइबर]] ढांचा। | ||
*180 बड़े फोटोमल्टीप्लायर | *180 बड़े फोटोमल्टीप्लायर संसूचकों (व्यास: 3.81 सेमी) से घिरे केंद्र (व्यास: 2.54 सेमी) में 396 भिन्न षट्कोणीय फोटोमल्टीप्लायर संसूचकों वाला एक संसूचक। | ||
* डेटा को [[फ़ाइबर ऑप्टिक]] | * डेटा को [[फ़ाइबर ऑप्टिक|फ़ाइबर प्रकाशीय]] तार द्वारा एनालॉग रूप में स्थानांतरित किया जाता है। | ||
* | *संकेत का डिजिटलीकरण 2 GHz प्रतिचयन दर के साथ ADC (एनालॉग-से-डिजिटल परिवर्तक) के माध्यम से किया जाता है | ||
*कुल | *कुल भार 40,000 किग्रा | ||
*22 सेकंड से कम आकाश की किसी भी स्थिति में जाने के लिए प्रतिक्रिया समय<ref name="Cortina_2004">{{Cite journal|arxiv=astro-ph/0407475|last1= Cortina|first1= J.|title= मैजिक टेलीस्कोप की स्थिति और पहला परिणाम|journal= Astrophysics and Space Science|volume= 297|issue= 2005|pages= 245–255|author2= for the MAGIC collaboration|year= 2005|doi= 10.1007/s10509-005-7627-5|bibcode = 2005Ap&SS.297..245C |s2cid= 16311614}}</ref> | *22 सेकंड से कम आकाश की किसी भी स्थिति में जाने के लिए प्रतिक्रिया समय<ref name="Cortina_2004">{{Cite journal|arxiv=astro-ph/0407475|last1= Cortina|first1= J.|title= मैजिक टेलीस्कोप की स्थिति और पहला परिणाम|journal= Astrophysics and Space Science|volume= 297|issue= 2005|pages= 245–255|author2= for the MAGIC collaboration|year= 2005|doi= 10.1007/s10509-005-7627-5|bibcode = 2005Ap&SS.297..245C |s2cid= 16311614}}</ref> | ||
[[परावर्तन]] का प्रत्येक दर्पण | [[परावर्तन|प्रतिबिम्बक]] का प्रत्येक दर्पण एक एल्यूमिनियम हनीकॉम्ब, एक AlMgSi एलॉय की 5 मिमी की प्लेट के सैंडविच के रूप में होता है, जिसे उम्र बढ़ने से बचाने के लिए [[क्वार्ट्ज]] की पतली परत से ढका जाता है। परवलयिक परावर्तक में प्लेट की स्थिति के अनुरूप वक्रता के साथ दर्पणों का आकार गोलाकार होता है। दर्पणों की परावर्तकता लगभग 90% होती है। फोकल बिन्दु का आकार लगभग आधा पिक्सेल (<0.05°) होता है। | ||
टेलिस्कोप को | टेलिस्कोप को भिन्न-भिन्न 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 | प्रवर्तकों]] से लैस होते हैं जो ढांचे में इसके अभिविन्यास को समायोजित कर सकते हैं। | ||
संसूचक से संकेत 162 मीटर प्रकाशीय फाइबर पर प्रसारित होता है। संकेत को डिजीटलीकृत किया जाता है और 32 केबी रिंग बफर में संग्रहित किया जाता है। रिंग बफ़र के निर्गत पठन का परिणाम 20 µs का मृत समय होता है, जो 1 kHz की प्रारूप प्रवर्धक दर पर लगभग 2% मृत समय के अनुरूप होता है। निर्गत पठन को पीसीआइ कार्ड पर [[FPGA|एफपीजीए]] चिप द्वारा नियंत्रित किया जाता है। डेटा को रैड0 डिस्क प्रणाली में 20 एमबी/एस तक की दर से सहेजा जाता है, जिसके परिणामस्वरूप प्रति रात 800 जीबी अपरिष्कृत डेटा प्राप्त होता है।<ref name="Cortina_2004"/> | |||
==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, | ||
मैजिक का उपयोग करने में [[बुल्गारिया]] और अर्मेनिया सहयोग करते हैं; सबसे बड़े समूह हैं | |||
* | *उच्च ऊर्जा के भौतिकी संस्थान ([[आईएफएई]]), स्पेन | ||
* | * बार्सिलोना के स्वायत्त विश्वविद्यालय,, स्पेन | ||
*[[मैड्रिड के कॉम्प्लूटेंस विश्वविद्यालय]], स्पेन | *[[मैड्रिड के कॉम्प्लूटेंस विश्वविद्यालय|मैड्रिड के कॉम्प्लूटेंस विश्वविद्यालय,]], स्पेन | ||
* | *ऊर्जा, मीडिया, पर्यावरण और तकनीकी अनुसंधान केंद्र ([[CIEMAT|सीमैट]]), स्पेन | ||
* | *एंडालुसिया के खगोल भौतिकी संस्थान, स्पेन | ||
* | *कैनरी द्वीप समूह के खगोल भौतिकी संस्थान,, स्पेन | ||
* | *इटीएचजेड, ज्यूरिख, स्विट्जरलैंड | ||
*यूएनआईजीई, जेनेवा, स्विट्जरलैंड | *यूएनआईजीई, जेनेवा, स्विट्जरलैंड | ||
* | *भौतिकी विभाग और आईएनएफएन, [[पडुआ विश्वविद्यालय]], इटली | ||
*[[तुओरला वेधशाला]], पिक्कियो, फ़िनलैंड | *[[तुओरला वेधशाला]], पिक्कियो, फ़िनलैंड | ||
* | *भौतिकी विभाग और आईएनएफएन, [[सिएना विश्वविद्यालय]], इटली | ||
* | *भौतिकी विभाग और आईएनएफएन, [[उडीन विश्वविद्यालय]], इटली | ||
*[[डॉर्टमुंड प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय]], जर्मनी | *[[डॉर्टमुंड प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय]], जर्मनी | ||
*वुर्जबर्ग विश्वविद्यालय, जर्मनी | *वुर्जबर्ग विश्वविद्यालय, जर्मनी | ||
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*[[राष्ट्रीय खगोल भौतिकी संस्थान]] (आईएनएएफ), इटली | *[[राष्ट्रीय खगोल भौतिकी संस्थान]] (आईएनएएफ), इटली | ||
*[[परमाणु अनुसंधान और परमाणु ऊर्जा संस्थान]], [[सोफिया]], बुल्गारिया | *[[परमाणु अनुसंधान और परमाणु ऊर्जा संस्थान]], [[सोफिया]], बुल्गारिया | ||
* | *क्रोएशियाई मैजिक कंसोर्टियम (इंस्टीट्यूट रूडर बोस्कोविच, ज़ाग्रेब; यूनिवर्सिटी ऑफ़ स्प्लिट, स्प्लिट; यूनिवर्सिटी ऑफ़ रिजेका, रिजेका), क्रोएशिया | ||
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==बाहरी संबंध== | ==बाहरी संबंध== | ||
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*[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] | ||
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Latest revision as of 17:33, 26 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 परावर्तक सम्मिलित हैं
- एक कम भार वाला कार्बन फाइबर ढांचा।
- 180 बड़े फोटोमल्टीप्लायर संसूचकों (व्यास: 3.81 सेमी) से घिरे केंद्र (व्यास: 2.54 सेमी) में 396 भिन्न षट्कोणीय फोटोमल्टीप्लायर संसूचकों वाला एक संसूचक।
- डेटा को फ़ाइबर प्रकाशीय तार द्वारा एनालॉग रूप में स्थानांतरित किया जाता है।
- संकेत का डिजिटलीकरण 2 GHz प्रतिचयन दर के साथ ADC (एनालॉग-से-डिजिटल परिवर्तक) के माध्यम से किया जाता है
- कुल भार 40,000 किग्रा
- 22 सेकंड से कम आकाश की किसी भी स्थिति में जाने के लिए प्रतिक्रिया समय[8]
प्रतिबिम्बक का प्रत्येक दर्पण एक एल्यूमिनियम हनीकॉम्ब, एक AlMgSi एलॉय की 5 मिमी की प्लेट के सैंडविच के रूप में होता है, जिसे उम्र बढ़ने से बचाने के लिए क्वार्ट्ज की पतली परत से ढका जाता है। परवलयिक परावर्तक में प्लेट की स्थिति के अनुरूप वक्रता के साथ दर्पणों का आकार गोलाकार होता है। दर्पणों की परावर्तकता लगभग 90% होती है। फोकल बिन्दु का आकार लगभग आधा पिक्सेल (<0.05°) होता है।
टेलिस्कोप को भिन्न-भिन्न 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 प्रवर्तकों से लैस होते हैं जो ढांचे में इसके अभिविन्यास को समायोजित कर सकते हैं।
संसूचक से संकेत 162 मीटर प्रकाशीय फाइबर पर प्रसारित होता है। संकेत को डिजीटलीकृत किया जाता है और 32 केबी रिंग बफर में संग्रहित किया जाता है। रिंग बफ़र के निर्गत पठन का परिणाम 20 µs का मृत समय होता है, जो 1 kHz की प्रारूप प्रवर्धक दर पर लगभग 2% मृत समय के अनुरूप होता है। निर्गत पठन को पीसीआइ कार्ड पर एफपीजीए चिप द्वारा नियंत्रित किया जाता है। डेटा को रैड0 डिस्क प्रणाली 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,
मैजिक का उपयोग करने में बुल्गारिया और अर्मेनिया सहयोग करते हैं; सबसे बड़े समूह हैं
- उच्च ऊर्जा के भौतिकी संस्थान (आईएफएई), स्पेन
- बार्सिलोना के स्वायत्त विश्वविद्यालय,, स्पेन
- मैड्रिड के कॉम्प्लूटेंस विश्वविद्यालय,, स्पेन
- ऊर्जा, मीडिया, पर्यावरण और तकनीकी अनुसंधान केंद्र (सीमैट), स्पेन
- एंडालुसिया के खगोल भौतिकी संस्थान, स्पेन
- कैनरी द्वीप समूह के खगोल भौतिकी संस्थान,, स्पेन
- इटीएचजेड, ज्यूरिख, स्विट्जरलैंड
- यूएनआईजीई, जेनेवा, स्विट्जरलैंड
- भौतिकी विभाग और आईएनएफएन, पडुआ विश्वविद्यालय, इटली
- तुओरला वेधशाला, पिक्कियो, फ़िनलैंड
- भौतिकी विभाग और आईएनएफएन, सिएना विश्वविद्यालय, इटली
- भौतिकी विभाग 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
- क्रोएशियाई मैजिक कंसोर्टियम (इंस्टीट्यूट रूडर बोस्कोविच, ज़ाग्रेब; यूनिवर्सिटी ऑफ़ स्प्लिट, स्प्लिट; यूनिवर्सिटी ऑफ़ रिजेका, 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.
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- ↑ 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
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