Самая маленькая черная дыра во вселенной название

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

Ученые открыли самую маленькую черную дыру

Согласно результатам исследования, опубликованного в журнале Science, ученые, возможно, обнаружили самую маленькую черную дыру из когда-либо открытых. Это стало возможным благодаря новой методике, которая объединяет несколько наборов данных. Исследователи полагают, что черная дыра примерно в 3,3 раза массивнее Солнца и находится в двойной системе J05215658, которая расположена на расстоянии около 10 000 световых лет от внешнего края диска Млечного пути. Хотя для подтверждения малой массы черной дыры требуются дополнительные исследования, существует вероятность того, что этот объект является частью таинственного класса маленьких черных дыр. Эти объекты не были обнаружены в прошлом, так как никто не понимал как именно их искать.

Могут ли существовать маленькие черные дыры?

Большинство наблюдаемых черных дыр примерно в 5-15 раз массивнее Солнца, однако это не значит, что все черные дыры во Вселенной такого размера. Отчасти дело в том, что массивные и сверхмассивные черные дыры намного проще обнаружить. Когда такие объекты вращаются вокруг звезд в двойных системах, то притягивают к себе материал от своих спутников. Этот процесс аккреции испускает рентгеновское излучение, которое можно наблюдать в телескопах.

Маленькие черные дыры, которые всего лишь в два-пять раз массивнее Солнца, при условии, что они существуют, похоже, не производят эту рентгеновскую сигнатуру, что делает эти объекты невидимыми для ученых. Когда звезда становится сверхновой, последующая эволюция звезды определяется ее массой. Небольшие звезды становятся нейтронными звездами — самыми плотными объектами во Вселенной , в то время как большие звезды коллапсируют в черные дыры. Однако исследователи пока не могут сказать, насколько массивной должна быть звезда, чтобы стать черной дырой. Не исключено, что существует промежуточный процесс, в котором звезда временно становится нейтронной звездой, а затем эволюционирует в черную дыру.

Ученые хотели выяснить, есть ли что-нибудь общее между самыми массивными известными на сегодня нейтронными звездами (масса которых примерно в 2,1 раза больше массы Солнца) и наименее массивными черными дырами, масса которых не превышает пяти солнечных масс.

Чтобы заполнить этот пробел, команда исследователей провела скрининг наблюдений около 100 000 звезд в Млечном Пути, используя эксперимент по эволюции галактик Обсерватории Апач-Пойнт (APOGEE). Ученые искали признаки звезд в двойных системах с черными дырами почти так же, как некоторые исследователи экзопланет ищут миры вокруг других звезд. Наблюдая, как звезды влияют на гравитацию от близлежащих объектов, команда сузила поиски до нескольких сотен кандидатов, у которых могут быть спутники. Затем исследователи использовали данные автоматизированной съемки сверхновых звезд (ASAS-SN) для дальнейшего поиска нужной системы. В результате объединив два набора данных, ученые нашли ту самую звезду. Как пишет издание Vice, новый способ оказался невероятно эффективным в поиске ранее невидимых объектов.

Источник

Обнаружена самая маленькая черная дыра

Самая легкая из известных черных дыр в бинарной системе XTE J1650-500. На иллюстрации показана область черной дыры, вокруг которой обращается звезда-компаньон. NASA/CXC/A. Hobar

Новый рекордсмен-легковес весит примерно в 3,8 раз больше массы нашего солнца, а в диаметре имеет всего 24 км.

«Эта черная дыра по-настоящему раздвигает границы наших представлений, — говорит Николай Шапошников, руководитель научной группы из Центра управления космическими полетами NASA им. Годдарда в Гринбелте, штат Мэриленд. — В течение многих лет астрономы стремились узнать минимальные возможные размеры черной дыры, и этот малыш — огромный шаг на пути к решению этого вопроса».

Легковесная черная дыра располагается в нашей галактике, в двойной системе под названием XTE J1650-500 в созвездии Жертвенник южного полушария неба. RXTE, научный спутник NASA, открыл систему в 2001 году, и очень скоро астрономам стало понятно, что система является пристанищем для относительной легкой черной дыры. Однако точных замеров массы черной дыры не проводилось.

Черные дыры невозможно увидеть, но можно установить по активности вокруг них, что позволяет астрономам в том числе вычислить размер области внутри этой активности и то, какой массой должна обладать эта скрытая область, чтобы вызвать происходящее вокруг нее. Конкретнее, астрономы могу взвесить черную дыру через отношение между внешним размером дыры и рентгеновскими лучами, испускаемыми потоком газа, который, вращаясь, втягивается в диск черной дыры из находящейся рядом звезды.

Накапливаясь рядом с черной дырой, газ «становится очень плотным и перенасыщенным», как уличная пробка, — объяснял на пресс-конференции, посвященной открытию, Шапошников. — «Поэтому материи приходится буквально протискиваться в черную дыру».

Протиснувшись, газ нагревается и испускает рентгеновские лучи. Интенсивность рентгеновского излучения варьируется по схеме, повторяющийся с определенной регулярностью. Астрономы давно уже подозревают, что частота этого сигнала, названного квази-периодической осцилляцией (КПО), зависит от массы черной дыры.

По мере того, как черная дыра увеличивается, зона газовой воронки отодвигается дальше и дальше, и отсчет КПО замедляется. Но в случае маленьких черных дыр газ находится близко и КПО тикает быстро.

На этом «виде снизу» на черную дыру и окружающий ее диск газ по спирали устремляется к черной дыре и накапливается в непосредственной близости, создавая пробку. Чем меньше черная дыра, тем ближе к ней такая пробка, и тем чаще периодичность рентгеновского излучения. NASA

Шапошников и его коллега Лев Титарчук из Университета Джорджа Мэсон, воспользовались этим методом, чтобы «взвесить» XTE J1650-500 и получили массу 3,8 солнц. Эта величина меньше, чем у предыдущего рекордсмена GRO 1655-40, весившего около 6,3 солнц по той же шкале.

Новые измерения могут помочь установить какова минимальная масса звезды, способной породить черную дыру. Астрономы знают о существовании некоего неустановленного порога, возможно между 1,7 и 2,7 массами солнца, разделяющего звезды, производящие после своей смерти черные дыры, и те, что порождают нейтронные звезды.

«Новые результаты значительно приблизили нас к этому теоретически предсказанному пределу», — заявил Шапошников.

Знание этой границы поможет ученым понять поведение материи, сжатой до неимоверно высокой плотности.

«Вопрос массы черных дыр волнует нас уже более десятилетия», — призналась во время пресс-конференции астрофизик Вики Калогера из Северо-западного университета, не принимавший участия в исследовании. Ученые предсказали, что черных дыр с низкой массой должно быть больше, чем обнаружено до сих пор астрономами, и данное исследование поможет прояснить недоумение по поводу того, куда же делись остальные.

Калогера предупредила, что метод, к которому прибегли Шапошников и Титарчук, не является основным способом определения массы черных дыр, но заметила, что определенные таким образом массы других черных дыр вполне соответствовали результатам, полученным стандартным методом.

Шапошников и Титарчук представили свои находки 31 марта на собрании Отделения высокоэнергетической астрофизики Американского астрономического общества в Лос-Анджелесе.

Источник