強力なクラス D アンプ 無線エレクトロニクスと電気工学の百科事典
無線電子工学と電気工学の百科事典 / トランジスタパワーアンプ
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こんにちは、みんな。 次に、教室で動作するパワーアンプについて説明します D. この問題に関する理論についてはすでに説明しました。実践に移る時が来ました。 アンプは非常に強力です-240 W(ただし、高調波係数は10%)。 しかし、まず最初に。 だから、アンプはフィリップスのチップで作られています - TDA8924. 超小型回路は比較的新しいため、比較的高価です。 まあ、安くはありません-もちろん、これは(しゃれで)何と比較するかによって異なります。
主な特長は次のとおりです。
供給電圧、V |
+/-12...+/-30 |
消費電流無信号、mA |
100 |
出力電力 (最大)、W: |
|
ステレオで |
120 |
モノモードで |
240 |
効率% |
90 |
マイクロ回路には、出力での短絡に対する保護、熱保護、およびオン/オフ時の「ブームバング」からの音響保護もあります。 一般的に、それを燃やすことは非常に困難です。 もちろん、同志の製造業者は、そのような出力電力値を設定するとき、完全に不誠実です。 問題は、それらが高調波歪みの係数を考慮して与えられているということです-10%、これは完全な大騒ぎです。 しかし、それにもかかわらず、アンプは詳しく見てみる価値があり、さらにはんだ付けすることさえできます。 そして、図を見た後、実際の電力値についてもう少し話します。
(クリックして拡大)
この回路は、アンプのスイッチをオンにするための 10 つのオプションを提供します。ブリッジ回路ではステレオとモノの両方です。 私の意見では、このアンプをサブウーファーに使用するのは特に便利です。 バカといえば。 同意します。0,5% は多すぎます。 ただし、高調波係数が減少すると、出力電力も減少しますが、幸いなことに、それは壊滅的なものではありません。 完全に許容できる 4% で、アンプはステレオ モードで 70 Ω 負荷に 200 ワット、モノ モードで 2 ワットを供給します。 ちなみに、ステレオモードでは、95オームの負荷に接続することもでき、同じ0,5%の歪みで3ワットになります。 ステレオからモノラルへの移行は次のように実行されます。アコースティックを再接続し、ジャンパー JP4 と JP3 を閉じ、コンポーネント R4、R3、C4、C6、CXNUMX を取り外します。 電源は次のようにアンプに接続されます。
これらすべてを1つのボードに取り付けることができます。特に、マイクロ回路のヒートシンクには純粋に象徴的なものが必要なため、寸法は比較的小さくなります。 従来のアンプの場合のように、マイクロ回路のフランジにぶら下がっている4キログラムのアルミニウムを忘れることができます。 この回路で使用されるすべてのインダクタンスは、既製のものを購入できます。 L4-L5 は 1-2A 電流定格のチョークです。 アンプの L10 と L6 は 7 μH のインダクタンスで、定格電流は XNUMX ~ XNUMXA です。
コンポーネントのリストは非常に膨大になりましたが、同じタイプのものです。
宗派 |
C1、C2、C3、C4 |
470nF |
C5、C6 |
330 |
C7、C11、C17、C20、C8、C12、C18、C22 |
100 |
C23、C24、C32、C31 |
15nF |
C25、C26 |
560 |
C28、C27 |
1uF |
C30、C29、C9、C19、C15、C13、C10、C21、C14 |
220nF |
16 |
47 |
|
|
D1 |
KS156A |
|
|
L1、L2 |
10 µH |
|
|
R1、R2、R3、R4 |
5,6キロオーム |
R9、R8 |
4,7 |
R10、R11 |
22 |
R6、R7 |
39キロオーム |
R5 |
30キロオーム |
|
|
DA1 |
TDA8924 |
|
|
動力源 |
|
C1、C2 |
100nF |
C3、C4 |
470μF×35V |
C7、C5、C6 |
47μF×63V |
L1、L2、L3、L4 |
ムラタ BL01RN1A2A2B |
出版物: radiokot.ru
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超大質量ブラック ホールの質量を決定するには、周囲の星やガスと塵の雲に対する重力の影響の強さを測定する必要があります。 これを行うために、彼らはブラックホールのすぐ近くで彼らの動きを研究します。なぜなら、ブラックホールからかなり離れていると、他の星や暗黒物質が重力に大きく寄与するからです。 結局のところ、その巨大な質量にもかかわらず、銀河の規模では、ブラックホールは中心にある砂粒に過ぎず、銀河の総質量におけるそのシェアはXNUMXパーセントを超えません.
私たちの銀河では、適応光学を使用した強力な地上望遠鏡が、中心近くの個々の星を画像化し、時間の経過とともにそれらの経路を正確に追跡できます。 他の銀河は、個々の星の動きを識別するには遠すぎます。 したがって、ブラック ホールの質量を正確に測定することは、地球上または宇宙で最も強力な望遠鏡でさえ難しい作業です。
高度数キロメートルのチリのアタカマ砂漠に位置する ALMA 電波望遠鏡を使用して、天文学者は銀河 NGC 1332 の中心にある超大質量ブラック ホールを囲む冷たい星間ガスの円盤の動きを正確に調べることができました。 66 つの電波干渉計に結合された 16 の別々の電波望遠鏡。 今日では、最大の地上ベースの電波望遠鏡です。 これにより、80光年程度の円盤の構造の詳細を識別し、ブラックホールの「影響範囲」(半径約XNUMX光の領域)内での円盤の回転を測定することが可能になりました。その重力が優勢な年。
ガスの速度は、一酸化炭素 (CO) の発光スペクトルにおけるドップラー効果によって測定されました。 調査したガス円盤は横から見えるため、その半分が私たちから遠ざかり、これにより放射波長が増加します-「赤くなり」、逆に近づき、放射波長が減少します「回転します青い"。 周波数変化の度合いによって、移動速度を計算できます。 同様に、車の速度はレーダーを使用して決定されます。 円盤の一部の領域で測定された速度は、秒速 500 キロメートルを超えました。
データをシミュレーション結果と比較すると、天文学者は NGC 1332 の中心にあるブラック ホールの質量が太陽の 660 億 150 万倍 (プラスマイナス XNUMX%) であると計算しました。 これは、天の川銀河の中心にあるブラック ホールの質量の約 XNUMX 倍です。 これは、これまでで最も正確なブラック ホールの質量測定の XNUMX つです。
地上望遠鏡と宇宙望遠鏡による NGC 1332 のこれまでの研究では、ブラック ホールの質量について、500 億から 1,5 億太陽質量の範囲の非常に異なる推定値が得られました。
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