Почему солнце мы видим небольшим светящимся кругом

Дельта принтеры крайне требовательны к точности изготовления комплектующих (геометрия рамы, длины диагоналей, люфтам соединения диагоналей, эффектора и кареток) и всей геометрии принтера. Так же, если концевые выключатели (EndStop) расположены на разной высоте (или разный момент срабатывания в случае контактных концевиков), то высота по каждой из осей оказывается разная и мы получаем наклонную плоскость не совпадающая с плоскостью рабочего столика(стекла). Данные неточности могут быть исправлены либо механически (путем регулировки концевых выключателей по высоте), либо программно. Мы используем программный способ калибровки.
Далее будут рассмотрены основные настройки дельта принтера.
Для управления и настройки принтера мы используем программу Pronterface.
Калибровка принтера делится на три этапа:

1 Этап. Корректируем плоскость по трем точкам

Выставление в одну плоскость трех точек — A, B, C (расположенных рядом с тремя направляющими). По сути необходимо уточнить высоту от плоскости до концевых выключателей для каждой из осей.
Большинство (если не все) платы для управления трехмерным принтером (В нашем случае RAMPS 1.4) работают в декартовой системе координат, другими словами есть привод на оси: X, Y, Z.
В дельта принтере необходимо перейти от декартовых координат к полярным. Поэтому условимся, что подключенные к двигателям X, Y, Z соответствует осям A, B, C.(Против часовой стрелки начиная с любого двигателя, в нашем случае смотря на логотип слева — X-A, справа Y-B, дальний Z-C) Далее при слайсинге, печати и управлении принтером в ручном режиме, мы будем оперировать классической декартовой системой координат, электроника принтера сама будет пересчитывать данные в нужную ей систему. Это условность нам необходима для понятия принципа работы и непосредственной калибровки принтера.

Точки, по которым мы будем производить калибровку назовем аналогично (A, B, C) и позиция этих точек равна A= X-52 Y-30; B= X+52 Y-30; C= X0 Y60.

Алгоритм настройки:

Подключаемся к принтеру. (В случае “крагозяб” в командной строке, необходимо сменить скорость COM порта. В нашем случае с 115200 на 250000 и переподключится)

После чего мы увидим все настройки принтера.
Обнуляем высоты осей X, Y, Z командой M666 x0 y0 z0.
И сохраняем изменения командой M500. После каждого изменения настроек необходимо нажать home (или команда g28), для того что бы принтер знал откуда брать отсчет.
Калибровка принтера производится “на горячую”, то есть должен быть включен подогрев стола (если имеется) и нагрев печатающей головки (HotEnd’а) (Стол 60град., сопло 185 град.) Так же нам понадобится щуп, желательно металлический, известных размеров. Для этих задач вполне подойдет шестигранный ключ (самый большой, в нашем случае 8мм, он предоставляется в комплекте с принтерами Prizm Pro и Prizm Mini)
Опускаем печатающую головку на высоту (условно) 9мм (от стола, так, что бы сопло еле касалось нашего щупа, т.к. высота пока что не точно выставлена.) Команда: G1 Z9.
Теперь приступаем непосредственно к настройке наших трех точек.
Для удобства можно вместо g- команд создать в Pronterface четыре кнопки, для перемещения печатающей головки в точки A, B, C, 0-ноль.

Последовательно перемещаясь между тремя точками (созданными ранее кнопками или командами) выясняем какая из них находится ниже всего (визуально) и принимает эту ось за нулевую, относительно нее мы будем менять высоту остальных двух точек.

Предположим, что точка A у нас ниже остальных. Перемещаем головку в точку B(Y) и клавишами управления высотой в Pronterface опускаем сопло до касания с нашим щупом, считая величину, на которую мы опустили сопло (в лоб считаем количество нажатий на кнопки +1 и +0.1)
Далее командой меняем параметры высоты оси Y: M666 Y <посчитанная величина>
M666 Y0.75
M500
G28

Ту же операцию проделываем с оставшимися осями. После чего следует опять проверить высоту всех точек, может получится, что разброс высот после первой калибровки уменьшится, но высота все равно будет отличатся, при этом самая низкая точка может изменится. В этом случае повторяем пункты 6-7.

2 Этап. Исправляем линзу

После того как мы выставили три точки в одну плоскость необходимо произвести коррекцию высоты центральной точки. Из за особенности механики дельты при перемещении печатающей головки между крайними точками в центре она может пройти либо ниже либо выше нашей плоскости, тем самым мы получаем не плоскость а линзу, либо вогнутую либо выпуклую.

Корректируется этот параметр т.н. дельта радиусом, который подбирается экспериментально.

Калибровка:

Отправляем головку на высоту щупа в любую из трех точек стола. Например G1 Z9 X-52 Y-30
Сравниваем высоту центральной точки и высоту точек A,B,C. (Если высота точек A, B, C разная, необходимо вернутся к предыдущей калибровки.)
Если высота центральной точки больше остальных, то линза выпуклая и необходимо увеличить значение дельта радиуса. Увеличивать или уменьшать желательно с шагом +-0,2мм, при необходимости уменьшить или увеличить шаг в зависимости от характера и величины искривления (подбирается экспериментально)
Команды:
G666 R67,7
M500
G28
Подгоняем дельта радиус пока наша плоскость не выровняется

3 Этап. Находим истинную высоту от сопла до столика

Третьим этапом мы подгоняем высоту печати (от сопла до нижней плоскости — столика) Так как мы считали, что общая высота заведомо не правильная, необходимо ее откорректировать, после всех настроек высот осей. Можно пойти двумя путями решения данной проблемы:
1 Способ:
Подогнав вручную наше сопло под щуп, так что бы оно свободно под ним проходило, но при этом не было ощутимого люфта,

Командой M114 выводим на экран значение фактической высоты нашего HotEnd’а
Командой M666 L получаем полное значение высоты (Параметр H)
После чего вычитаем из полной высоты фактическую высоту.
Получившееся значение вычитаем из высоты щупа.

Таким образом мы получаем величину недохода сопла до нижней плоскости, которое необходимо прибавить к полному значению высоты и и записать в память принтера командами:
G666 H 235.2
M500
G28

2 Способ:
Второй способ прост как валенок. С “потолка”, “на глаз” прибавляем значение высоты (после каждого изменение не забываем “уходить” в home), добиваясь необходимого значения высоты, но есть шанс переборщить со значениями и ваше сопло с хрустом шмякнется об стекло.

Как сделать авто калибровку для вашего принтера и что при этом авто калибрует принтер вы узнаете из следующих статей.

Источник

Почему светит Солнце?

В древности люди не знали, почему светит Солнце. Но уже тогда они заметили, что оно появляется рано утром и исчезает вечером, а на смену ему приходят яркие звезды. Его считали дневным божеством, символом света, добра и власти.

Солнце — одна из звёзд нашей Галактики (Млечный Путь) и единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются планеты, кометы, астероиды, метеороиды и другие космические тела.

Сейчас наука шагнула далеко вперед и Солнце уже не столь загадочно для нас. Это не какой-нибудь особенный и неповторимый объект, а звезда. Такая же, как тысячи других, которые мы видим в ночном небе. Но другие звезды очень далеки от нас, поэтому с Земли они кажутся крохотными огоньками. Солнце к нам гораздо ближе, и его сияние видно намного лучше.

Кратка характеристика Солнца

Как и все остальные звезды, Солнце представляет собой огромный горячий шар. Предполагается, что оно образовалось из остатков других звезд около 4,5 миллиардов лет назад. Газ и пыль, освободившиеся из них, стали сжиматься в облако, температура и давление в котором постоянно повышались.

«Разогревшись» примерно до десяти миллионов градусов, облако превратилось в звезду, ставшую гигантским генератором энергии.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик).
Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³ (в 1,4 раза больше, чем у воды).
Эффективная температура поверхности Солнца — 5780 кельвин .

Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок из-за действия атмосферы Земли (при ясном небе, вместе с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь даёт белое освещение).

Зeмля oтдaлeнa oт Coлнцa нa 150 млн. км. Cкopocть cвeтa – З00000 км/c, пoэтoму лучу тpeбуeтcя 8 минут и 20 ceкунд. Ho вaжнo тaкжe пoнимaть, чтo ушли миллиoны лeт, пpeждe чeм фoтoны cвeтa пepeшли c coлнeчнoгo ядpa нa пoвepxнocть.

Структура и состав Солнца

Наше Солнце в основном состоит из двух элементов: водорода (74,9%) и гелия (23,8%). Помимо них там присутствует в маленьких количествах: кислород (1%), углерод (0.3%), неон (0.2%) и железо (0.2%). Внутри Солнце делится на слои:

ядро,
радиационная и конвекционная зоны,
фотосфера,
атмосфера.

Строение Солнца схематично.Ядро Солнца обладает наибольшей плотностью и занимает примерно 25% от общего солнечного объема.

Именно в солнечном ядре посредством ядерного синтеза, трансформирующего водород в гелий, формируется тепловая энергия. По сути, ядро – это такой себе солнечный мотор, благодаря ему, наше светило выделяет тепло и обогревает всех нас.

Что заставляет Солнце излучать свет?

Древние мыслители думали, что поверхность солнца постоянно горит, и поэтому излучает свет и тепло. Однако это не так. Во-первых, причина излучения тепла и света находится намного глубже поверхности звезды, а именно в ядре . Ну и во-вторых, процессы происходящие в недрах звезд вовсе не похожи на горение.

Солнце содержит огромное количество атомов водорода.

Суть термоядерной реакции

Как правило, нейтральный атом водорода содержит положительно заряженный протон и отрицательно заряженный электрон, который вращается вокруг него. Когда этот атом встречается с другим атомом водорода, их соответствующие внешние электроны магнитно отталкивают друг друга, что предотвращает встречу одного из протонов друг с другом.

Но ядро Солнца сильно разогрето и находится под таким давлением, что атомы перемещаются с большой кинетической энергией, которая позволяет им преодолевать силу, связывающую их структуру, и электроны начинают отделяться от своих протонов.

Это означает, что протоны, обычно находящиеся внутри ядра атома водорода, могут касаться друг друга и объединяются в ядра других элементов.

То есть с научной точки зрения, — это реакция, при которой более легкие атомные ядра — обычно изотопы водорода (дейтерий и тритий) сливаются в более тяжелые ядра — гелия .

Данный процесс, происходящий в недрах звезд, называется термоядерный синтез.

Это процесс перехода материи в энергию, причем из минимального количества материи высвобождается невероятное количество энергии — каждую секунду Солнце излучает 3,9 × 10 в степени 26 Вт мощности.

Чтобы произошла термоядерная реакция необходима невероятно высокая температура — несколько миллионов градусов.

Как можно было догадаться солнце не вечно , оно со временем «спалит само себя». Ученые считают, что в нем еще хватит материи приблизительно на 4-6 миллиардов лет, т.е. где-то на столько же, сколько оно уже просуществовало.

Почему Солнце не взрывается?

Звезда живет за счет притяжения — вот почему они большие, огромные. Чтобы сжать звезду, нужна огромная сила притяжения, для того чтобы выделить невероятное количество энергии, достаточного для термоядерного синтеза. Вот в чем секрет звезд, вот почему они светятся.

Синтез в ядре звезды Солнца, каждую секунду генерирует мощность, которой хватило бы на миллиард ядерных бомб. Звезда — это гигантская водородная “бомба”.

Почему тогда ей просто не разлететься на куски?

Дело в том, что силы тяжести сжимают внешние слои звезды. Сила тяжести и синтез ведут грандиозную войну, притяжение которых хочет смять звезду и энергия синтеза, которая стремится разнести звезду изнутри, этот конфликт и это равновесие создают звезду.

Этот процесс происходит всю жизнь звезды. В результате создается свет и каждый луч совершает невероятное путешествие, проходя 1080 миллионов километров в час. За одну секунду, луч света может семь раз обогнуть землю, ни что во вселенной не движется так быстро.

История изучения светимости Солнца

Одним из первых, кто попытался подойти к объяснению природы Солнца с научной точки зрения был древнегреческий астроном и математик Анаксагор, согласно словам которого Солнце – раскаленный металлический шар. За это философ был заключен в тюрьме.

Прежде, чем в 17-м веке началось инструментальное изучение Солнца, было еще немало предположений о природе солнечного света, вплоть до находящихся на поверхности постоянно горящих лесов.

С 17-го века ученым открывается такое явление как солнечные пятна, появляется возможность вычислить период вращения Солнца. Становится ясно, что наша звезда является неким физическим телом со сложной структурой.

В 19-м веке возникает спектроскопия, при помощи которой удается разложить солнечный луч на составные цвета. Таким образом, благодаря линиям поглощения, Фраунгоферу удается обнаружить новый химический элемент, входящий в состав звезды, — гелий.

В середине 19 века ученые уже пытались описать свечение Солнца более сложными научными гипотезами.

В 1848 году Роберт Майер выдвинул метеоритную гипотезу, согласно которой Солнце нагревается благодаря бомбардировке метеоритами.

Несколько позже, в 1853-м году, возникла более правдоподобная идея так называемого «механизма Кельвина — Гельмгольца», согласно которой Солнце нагревалось по причине гравитационного сжатия. Однако, в таком случае возраст светила был бы значительно меньше, нежели на самом деле, что противоречило некоторым геологическим исследованиям.

Уравнение Энштейна

Вооружившись знаменитым уравнением Эншнейна, которое предсказывало, что любая масса должно иметь эквивалентное количество энергии, британские астрономы 1920-х годов предположили, что Солнце фактически превращало свою массу в энергию. Однако вместо печи, которая превращает древесину и уголь в золу и почерневший углерод (излучая свет и тепло), центр Солнца больше похож на гигантскую атомную электростанцию.

Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы, благодаря которой стала понятна природа светимости Солнца.

Сколько будет гореть Солнце?

Эффективность реакции термоядерного синтеза является основной причиной того, что Солнце постоянно излучает тепло, — энергия, выделяемая путем превращения всего одного килограмма водорода в гелий эквивалентна той, которая выделяется при сжигании 20 000 тонн угля. Поскольку Солнце достаточно массивно и относительно молодо, считают, что оно использовало только около половины своего топлива — водорода.

Koгдa Coлнцe изpacxoдуeт вecь вoдopoдный зaпac (1З0 млн. лeт), тo пepeйдeт к гeлию. После этого его светимость будет и дальше увеличиваться, пока Солнце не станет на 121 % ярче и горячее, чем сейчас. и оно перейдет в фазу красного гиганта.

Ученые считают, что через 4–5 млрд лет Солнце расширится и поглотит или очень сильно разогреет Землю.

Пocлe кpacнoгo гигaнтa oнo pуxнeт и ocтaвит cжaтую мaccу в шapикe зeмнoгo paзмepa. Этo cтaдия бeлoгo кapликa. В конце концов, ядро Солнца преобразует весь свой водород в гелий, и звезда умрет. Этого не произойдет еще примерно 5 миллиардов лет. Солнце не может исчезнуть просто так или погаснуть в один миг. Светимость нашей звезды увеличивается на 1 % каждые 110 млн лет за счет сжигания водорода.

Видео

Источник