MAGIC ( Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes , más tarde rebautizado como MAGIC Florian Goebel Telescopes ) es un sistema de dos telescopios de Imaging Atmospheric Cherenkov situados en el Observatorio Roque de los Muchachos en La Palma , una de las Islas Canarias , a unos 2200 m sobre el nivel del mar. nivel. MAGIC detecta las lluvias de partículas liberadas por los rayos gamma , utilizando la radiación de Cherenkov , es decir, la luz tenue irradiada por las partículas cargadas en las lluvias. Con un diámetro de 17 metros para la superficie reflectante, era el más grande del mundo antes de la construcción de HESS II .
Nombres alternativos | MAGIA |
---|---|
Parte de | Observatorio Roque de los Muchachos |
Ubicación (es) | La Palma , Océano Atlántico |
Coordenadas | 28 ° 45′43 ″ N 17 ° 53′24 ″ O / 28,761944444444 ° N 17,89 ° WCoordenadas : 28 ° 45′43 ″ N 17 ° 53′24 ″ O / 28,761944444444 ° N 17,89 ° W |
Altitud | 2.200 m (7.200 pies) |
Longitud de onda | Rayos gamma (indirectamente) |
Construido | 2004 |
Estilo telescopio | Telescopio reflector IACT |
Diámetro | 17 m (55 pies 9 pulgadas) |
Área de recolección | 240 m 2 (2600 pies cuadrados) |
Longitud focal | f / D 1.03 |
Montaje | estructura metálica |
Reemplazado | HEGRA |
Sitio web | wwwmagic |
Ubicación de MAGIC | |
Medios relacionados en Wikimedia Commons | |
El primer telescopio se construyó en 2004 y funcionó durante cinco años en modo autónomo. Un segundo telescopio MAGIC (MAGIC-II), a una distancia de 85 m del primero, comenzó a tomar datos en julio de 2009. Juntos integran el sistema estereoscópico del telescopio MAGIC. [1]
MAGIC es sensible a los rayos gamma cósmicos con energías fotónicas entre 50 GeV (luego rebajado a 25 GeV) y 30 TeV debido a su gran espejo; otros telescopios terrestres de rayos gamma normalmente observan energías gamma por encima de 200-300 GeV. Los detectores basados en satélites detectan rayos gamma en el rango de energía desde keV hasta varios GeV.
Objetivos
Los objetivos del telescopio son detectar y estudiar principalmente fotones procedentes de:
- Acreción de agujeros negros en núcleos galácticos activos
- Restos de supernovas , por su interés como fuentes de rayos cósmicos .
- Otras fuentes galácticas como plerión o binarias de rayos-X . [2] [3]
- Fuentes EGRET o Fermi no identificadas
- Estallidos de rayos gamma
- Aniquilación de materia oscura
Observaciones
MAGIC ha encontrado rayos gamma pulsados a energías superiores a 25 GeV procedentes del Crab Pulsar . [4] La presencia de energías tan altas indica que la fuente de rayos gamma está muy lejos en la magnetosfera del púlsar , en contradicción con muchos modelos.
MAGIC detectó [5] rayos cósmicos de muy alta energía del quásar 3C 279 , que está a 5 mil millones de años luz de la Tierra. Esto duplica la distancia récord anterior desde la que se han detectado rayos cósmicos de muy alta energía. La señal indicó que el universo es más transparente de lo que se pensaba con base en datos de telescopios ópticos e infrarrojos.
MAGIC no observó rayos cósmicos resultantes de la desintegración de materia oscura en la galaxia enana Draco . [6] Esto refuerza las limitaciones conocidas sobre los modelos de materia oscura.
Una observación mucho más controvertida es una dependencia energética en la velocidad de la luz de los rayos cósmicos provenientes de un breve estallido del blazar Markarian 501 el 9 de julio de 2005. Los fotones con energías entre 1.2 y 10 TeV llegaron 4 minutos después que los de una banda entre 0,25 y 0,6 TeV. El retraso promedio fue de 30 ± 12 ms por GeV de energía del fotón. Si la relación entre la velocidad espacial de un fotón y su energía es lineal, esto se traduce en que la diferencia fraccional en la velocidad de la luz es igual a menos la energía del fotón dividida por 2 × 10 17 GeV. Los investigadores han sugerido que el retraso podría explicarse por la presencia de espuma cuántica , cuya estructura irregular podría ralentizar los fotones en cantidades minúsculas solo detectables a distancias cósmicas, como en el caso del blazar. [7]
Especificaciones técnicas
Cada telescopio tiene las siguientes especificaciones:
- Un área de recogida de 236 m 2 compuesta por 956 reflectores individuales de aluminio de 50 cm × 50 cm
- Un cuadro de fibra de carbono ligero
- Un detector que consta de 396 detectores fotomultiplicadores hexagonales separados en el centro (diámetro: 2,54 cm) rodeado por 180 detectores fotomultiplicadores más grandes (diámetro: 3,81 cm).
- Los datos se transfieren en forma analógica por fibra óptica cables
- La digitalización de la señal se realiza mediante un ADC (convertidor analógico-digital) de frecuencia 2 GHz
- Peso total de 40.000 kg
- Tiempo de reacción para moverse a cualquier posición del cielo menos de 22 segundos [8]
Cada espejo del reflector es un sándwich de un panal de aluminio , placa de 5 mm de aleación AlMgSi, cubierta con una fina capa de cuarzo para proteger la superficie del espejo del envejecimiento. Los espejos tienen forma esférica con una curvatura correspondiente a la posición de la placa en el reflector paraboloide . La reflectividad de los espejos ronda el 90%. El punto focal tiene un tamaño de aproximadamente medio píxel (<0,05 °).
Dirigir el telescopio a diferentes ángulos de elevación hace que el reflector se desvíe de su forma ideal debido a la gravedad. Para contrarrestar esta deformación, el telescopio está equipado con el sistema Active Mirror Control . Cada cuatro espejos están montados en un solo panel, que está equipado con actuadores que pueden ajustar su orientación en el marco.
La señal del detector se transmite a través de fibras ópticas de 162 m de longitud. La señal se digitaliza y almacena en un búfer de anillo de 32 kB. La lectura del búfer de anillo da como resultado un tiempo muerto de 20 µs, que corresponde a aproximadamente un 2% de tiempo muerto a la tasa de activación de diseño de 1 kHz. La lectura está controlada por un chip FPGA ( Xilinx ) en una tarjeta PCI (MicroEnable). Los datos se guardan en un sistema de disco RAID0 a una velocidad de hasta 20 MByte / s, lo que da como resultado hasta 800 GB de datos sin procesar por noche. [8]
Instituciones colaboradoras
Físicos de más de veinte instituciones en Alemania, España, Italia, Suiza, Croacia, Finlandia, Polonia, India, Bulgaria y Armenia colaboran en el uso de MAGIC; los grupos más grandes están en
- Institut de Física d'Altes Energies ( IFAE ), España
- Universitat Autònoma de Barcelona , España
- Universidad Complutense de Madrid , España
- Instituto de Astrofísica de Canarias , España
- ETHZ, Zúrich, Suiza
- UNIGE, Ginebra, Suiza
- Dipartimento di Fisica e INFN, Universidad de Padua , Italia
- Observatorio Tuorla , Piikkiö , Finlandia
- Dipartimento di Fisica e INFN, Universidad de Siena , Italia
- Dipartimento di Fisica e INFN, Universidad de Udine , Italia
- Universidad TU Dortmund , Alemania
- Universidad de Würzburg , Alemania
- Instituto Max Planck de Física , Alemania
- Instituto de Física de Partículas, Zúrich , Suiza
- Instituto Nacional de Astrofísica (INAF), Italia
- Instituto de Investigación Nuclear y Energía Nuclear , Sofía , Bulgaria
- Consorcio MAGIC croata ( Instituto Ruđer Bošković , Zagreb ; Universidad de Split , Split ; Universidad de Rijeka , Rijeka ), Croacia
Ver también
- Pavel Cherenkov
Referencias
- ^ "Estado técnico de los telescopios MAGIC", colaboración MAGIC, Proc. Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos 2009, arXiv: 0907.1211
- ^ Albert, J. (2006). "Emisión variable de rayos gamma de muy alta energía del Microquasar LS I +61 303". Ciencia . 312 (5781): 1771–3. arXiv : astro-ph / 0605549 . Código Bibliográfico : 2006Sci ... 312.1771A . doi : 10.1126 / science.1128177 . PMID 16709745 .
- ^ Albert, J .; Aliu, E .; Anderhub, H .; Antoranz, P .; Armada, A .; Baixeras, C .; Barrio, JA; Bartko, H .; Bastieri, D .; Becker, JK; Bednarek, W .; Berger, K .; Bigongiari, C .; Biland, A .; Bock, RK; Bordas, P .; Bosch-Ramon, V .; Bretz, T .; Britvitch, I .; Camara, M .; Carmona, E .; Chilingarian, A .; Coarasa, JA; Commichau, S .; Contreras, JL; Cortina, J .; Costado, MT; Curtef, V .; Danielyan, V .; et al. (2007). "Radiación de rayos gamma de muy alta energía del agujero negro de masa estelar Cygnus X-1 binario" (PDF) . El diario astrofísico . 665 : L51. arXiv : 0706.1505 . Código bibliográfico : 2007ApJ ... 665L..51A . doi : 10.1086 / 521145 .
- ^ Aliu, E .; Anderhub, H .; Antonelli, LA; Antoranz, P .; Backes, M .; Baixeras, C .; Barrio, JA; Bartko, H .; Bastieri, D .; Becker, JK; Bednarek, W .; Berger, K .; Bernardini, E .; Bigongiari, C .; Biland, A .; Bock, RK; Bonnoli, G .; Bordas, P .; Bosch-Ramon, V .; Bretz, T .; Britvitch, I .; Camara, M .; Carmona, E .; Chilingarian, A .; Commichau, S .; Contreras, JL; Cortina, J .; Costado, MT; Covino, S .; et al. (2008). "Observación de rayos pulsados por encima de 25 GeV del cangrejo Pulsar con MAGIC". Ciencia . 322 (5905): 1221–1224. arXiv : 0809.2998 . Código Bibliográfico : 2008Sci ... 322.1221A . doi : 10.1126 / science.1164718 . PMID 18927358 .
- ^ Albert, J .; Aliu, E .; Anderhub, H .; Antonelli, LA; Antoranz, P .; Backes, M .; Baixeras, C .; Barrio, JA; Bartko, H .; Bastieri, D .; Becker, JK; Bednarek, W .; Berger, K .; Bernardini, E .; Bigongiari, C .; Biland, A .; Bock, RK; Bonnoli, G .; Bordas, P .; Bosch-Ramon, V .; Bretz, T .; Britvitch, I .; Camara, M .; Carmona, E .; Chilingarian, A .; Commichau, S .; Contreras, JL; Cortina, J .; Costado, MT; et al. (2008). "Rayos gamma de muy alta energía de un quásar distante: ¿qué tan transparente es el universo?". Ciencia . 320 (5884): 1752–4. arXiv : 0807.2822 . Código Bibliográfico : 2008Sci ... 320.1752M . doi : 10.1126 / science.1157087 . PMID 18583607 .
- ^ Albert, J .; Aliu, E .; Anderhub, H .; Antoranz, P .; Backes, M .; Baixeras, C .; Barrio, JA; Bartko, H .; Bastieri, D .; Becker, JK; Bednarek, W .; Berger, K .; Bigongiari, C .; Biland, A .; Bock, RK; Bordas, P .; Bosch ‐ Ramon, V .; Bretz, T .; Britvitch, I .; Camara, M .; Carmona, E .; Chilingarian, A .; Commichau, S .; Contreras, JL; Cortina, J .; Costado, MT; Curtef, V .; Danielyan, V .; Dazzi, F .; De Angelis, A. (2008). "Límite superior para la emisión de rayos γ por encima de 140 GeV de la galaxia esferoidal enana Draco". El diario astrofísico . 679 : 428–431. arXiv : 0711.2574 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 679..428A . doi : 10.1086 / 529135 .
- ^ "Retraso de rayos gamma puede ser signo de 'nueva física ' " .
- ^ a b Cortina, J .; para la colaboración MAGIC (2004). "Estado y primeros resultados del telescopio MAGIC". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 297 (2005): 245–255. arXiv : astro-ph / 0407475 . Código bibliográfico : 2005Ap y SS.297..245C . doi : 10.1007 / s10509-005-7627-5 .
enlaces externos
- Página web oficial del telescopio MAGIC
- Centro de datos MAGIC
- Portal de la red europea Aspera
- Astroparticle.org: para saber todo sobre la física de las astropartículas
- Noticias de física de astropartículas en Twitter