Can rotation curves reveal the opacity of spiral galaxies

Can rotation curves reveal the opacity of spiral

galaxies?

Angelos Misiriotis

University of Crete,Physics Department,P.O.Box2208,71003Heraklion,Crete,Greece

Abstract.Long-slit optical spectra along the major axis of spiral galaxies constitute a main source of information concerning the kinematics of galaxies.In highly inclined spiral galaxies the long-slit spectrum is distorted by dust,which obscures the innermost parts of the galaxy and eliminates the relevant kinematic information.This effect however may provide information concerning the amount and the spatial distribution of dust.Here I review previous attempts to quantify the internal extinction of spiral galaxies using kinematic information and I discuss the relevant theoretical models.Finally I suggest possible directions for further studies on this subject.

INTRODUCTION

Long-slit optical spectra along the major axis of spiral galaxies constitute a main source of information concerning the kinematics of galaxies(see[1]for a review).For highly inclined spiral galaxies however the long-slit spectrum is distorted by dust,which ob-scures the innermost parts of the galaxy and eliminates the relevant kinematic informa-tion.As?rst noted by Goad&Roberts([2]),a suf?ciently optically thick spiral disk would yield a solid-body rotation curve regardless of the shape of the actual rotation curve.Therefore,the shape of the rotation curves of edge-on galaxies may be used as a diagnostic for their opacity.Dust however is not the only cause for the distortion of the observed rotation curve.To be able to draw quantitative conclusions for the opacity,all the relevant factors should be taken into account.

In the hypothetical complete absence of dust,when the inclination is high,any line of sight crosses a large part of the galaxy.As a result,the total observed spectral line consists of kinematical information from many radii in the galaxy.This is illustrated in Fig.1.The right panel shows the top view of a galaxy.Here the rotational velocity of each emitter in the galaxy depends only on the distance from the center.The galaxy is divided in different zones indicated in the plot with different?lling-patterns.The arrows,indicate the velocity at each zone.If we assume an observer which is located on the galactic plane and observes the galaxy from y∞,then all the lines of sight for this observer are parallel to the y axis.Of course,this observer sees the galaxy edge-on.The shaded rectangle shows one of the lines of sight which goes through the whole galaxy“collecting”kinematical information from many different radii.In the left panel of Fig.1the total observed spectral line pro?le is shown(thick solid line).This pro?le comes from the contribution of the various zones of the galaxy.Each contribution is shaded according to the zone that is responsible for its emission.Note that,even though the outer parts of the galaxy exhibit the same rotational velocity,their contribution to

FIGURE1.Illustration of the observed spectral line(left panel)originating from an edge-on line of sight(right panel)and collects kinematical information from the parts indicated by the shaded rectangle

FIGURE2.Same as in Fig.1but with the inclusion of random motion for the emitters.

the line-of sight appears at smaller and smaller velocities as the radius increases due to the projection of the rotational velocity on the line of sight.Note also that the pro?le is asymmetric,and therefore its intensity weighted average value does not correspond to the position of the maximum.

Let us now take into account that the rotation of the emitters around the galaxy is not perfectly circular but in addition to the mean rotational velocity there are random motions characterized by a velocity dispersion.When the velocity dispersion is not negligible,the contribution of each zone to the total observed line pro?le is not a sharp peak but an extended Gaussian distribution.The effect of the velocity dispersion can be seen in Fig.2.The right panel is the same as in Fig.1,but in the left panel one can see that the individual contribution of each zone is no longer a sharp peak.The total

FIGURE3.Same as in Fig.2but with the inner parts of the galaxy obscured by dust. observed line pro?le(indicated with the thick line)is obviously unsharpened and its maximum is pushed towards lower velocities1.

In Fig.3the effect of dust is shown.In the right panel,the black?lled circle indicates the part of the galaxy which due to dust is impenetrable to the edge-on observer.The kinematical information observed originates from the outer parts of the galaxy while the contribution of the innermost parts is eliminated.The result can be seen in the left panel. Since the high-velocity contribution from the innermost parts is gone,the total pro?le is pushed towards lower velocities.A second very important effect is that the broadening of the total observed pro?le is now smaller.

THEORETICAL MODELS

To quantify the effects mentioned in the previous section one has to rely on a model. The minimum set of parameters for such a model should describe

?the kinematics of the emitters,

?the spatial distribution of the emitters,

?the spatial distribution of the dust.

In addition to these,if one wants to take properly into account scattering by dust,then the kinematics of the dust should be also included.There is a small number of such models in the literature.The most recent and complete work can be found in Baes et al. ([5])who studied numerically the effect of dust on the stellar kinematics using a Monte Carlo radiative transfer code and properly included random motions of the stars and the

dust as well as scattering.The reader is also referred to the works of Matthews&Wood ([6]),Zasov&Khoperskov([7]),Valotto&Giovanelli([8]),and Kregel&van der Kruit ([9])for related calculations of varying sophistication.

OBSERV ATIONS

An obvious method to probe the effect of dust on the kinematics is the comparison of kinematics in different wavelengths.This approach was?rst adopted by Bosma et

al.([10]),who compared the optical rotation curve of NGC891with its21cm and CO line kinematics.They concluded that NGC891might be moderately opaque at its central regions,but is de?nitely transparent at the outer regions.Following this work, Bosma([11])presented further similar observations on a number of edge-on galaxies. His results(under the assumption of an exponential distribution for the dust)imply that the central face-on optical depth of spiral galaxies at Hαis of the order of unity at most. Along the same lines,Prada et al.([12])conducted long-slit spectroscopy on NGC2146at two different wavelengths(Hαand NIII)to conclude that while the extinction is signi?cant on the dust lane,it is limited at the outer parts of the disk. Kregel et al.([13])studied the stellar kinematics of17edge-on galaxies and found that away from the dust lane the rotation curves are far from solid body;thus the effect

of extinction is not large.In the cases however where the long slit spectrum was taken perpendicular to the major axis,one can see the signature of the extinction as a drop of the velocity and the velocity dispersion pro?le.Kregel&van der Kruit([9])found that in the case of NGC891the drop is consistent with a value of the face-on optical depth in the V-band lower than unity,supporting the results of Xilouris et al.([14])who studied NGC891and concluded that it’s face-on optical depth is less than one in the V-band. Giovanelli&Haynes([15])applied the Goad&Roberts([2])test in a statistical fashion on a sample of some thousand spiral galaxies and found that there is an anti-correlation between the inclination of spiral galaxies and the slope of the inner part of their Hαrotation curves.This correlation is most prominent in luminosity-class I and II spirals.Valloto&Giovanelli([8])interpreted this correlation as an effect solely due to dust absorption and argued that the luminosity-class I subsample exhibits an average central face-on optical depthτat Hαequal to2while for the luminosity class II subsample their quoted value was equal to3.5.Since several recent optical studies ([14],[16]and references therein)con?rm that the central optical depth of luminous spiral galaxies is less than unity in all optical bands this appears as a controversy.I will show that this controversy can be resolved with the adoption of a more elaborate model for the distribution of the emitters than the standard exponential model.

TABLE1.Parameters describing the model 8.00.418.00.4100 1.8

h Hαβ

exp R h Hαexp z z Hα(1)

whereη0is the emissivity normalization constant and is set equal to1throughout the rest of the paper.Here R and z are the cylindrical coordinates,h Hαis the disk scalelength and z Hαthe disk scaleheight.Finally,the central suppression of the distribution is described byβ.

The model also consists of an exponential disk for the dust whose extinction coef?-cient is given by

κκ0exp R h d z z d(2) whereκ0is the extinction coef?cient at Hαat the center of the disk,h d is the disk scalelength and z d is the disk scaleheight.The constantκ0is linked to the central face-on optical depth throughτ2κ0z d.

The mean rotational speed of the emitters in the disk is given by a?at“Polyex”model (GH02),where the rotational velocity V R as a function of radius is given by

V R V max1exp R h r(3) where V max is the velocity at the?at part of the rotation curve(taken100km s1 throughout the rest of the paper),and h r is the scalelength of the rotation curve.

In addition to the mean rotational velocity,the emitters exhibit random motions described by the radial,the azimuthal,and the vertical velocity dispersions,σR,σφ, andσz,respectively.Throughout the rest of the paper we will assume that the velocity dispersion in all directions is10km s1in accordance with the fact that the gas is dynamically cold.

Unfortunately,not only the number of parameters in the above model is quite large, but also the resulting long-slit spectrum(and as a consequence the shape of the rota-tion curve)depends strongly on each one of them.However,the adoption of a set of reasonable values can yield a model which describes realistically,if not accurately,an “average”spiral galaxy.The set adopted in this work is presented in Table1and it is discussed in further detail in[18].

FIGURE4.Long slit spectra of a model without dust.The?rst column corresponds to inclination80 the second column to85and the third column to90.The top panel show the long slit spectra.Isocontours are drawn logarithmically so that ten of them correspond to one order of magnitude.The middle panel shows the intrinsic(solid line)and the derived(dashed line)rotation curve.The bottom panel shows the intensity along the semi-major axis.

Optically thin case

In the?rst column of Fig.4at the top panel I show the simulated long-slit spectrum of a model with inclination angle80and no dust.The spectrum follows very well the the intrinsic rotation curve and allows its accurate reproduction even using the simplest technique of the weighted mean of the spectral line which I use here.I demonstrate this fact in the middle panel of the?rst column,where I plot the intrinsic rotation curve(solid line)and the derived rotation curve(dashed line).The small disagreement originates from the fact that the spectral line pro?le of the simulated long slit spectrum is not symmetrical but exhibits a longer tail towards lower velocities,thus resulting in a somewhat lower value for the mean(see[19]for an extended discussion on this subject).This is widely referred to as“projection effect”.In the bottom panel I show in semilogarithmic scale the major axis pro?le of the intensity.The central trough originates from the suppression in the gas distribution I adopted.

In the second column at the top panel I plot the long-slit spectrum for an inclination of85.The higher inclination increases the projection effect and as a consequence, the derived velocity curve in the middle panel of the second column differs from the intrinsic.It should be noted however,that a more sophisticated method would make it possible to retrieve the original rotation curve.In the bottom panel,the central trough at the major axis pro?le of the intensity is less prominent since the higher inclination causes an increased contribution of the emitters along the line of sight.

In the third column the edge-on case with inclination90is shown.Here the projection effects are severe causing a signi?cant difference between the intrinsic and the derived rotation curve.It must be noted here that the relative absence of atomic gas in the central

FIGURE5.The same as in Fig.3but for central face-on optical depthτ1at Hα.

parts of the galaxy mimics absorption by dust there.The inner parts of the galaxy are not represented in the long slit spectrum and consequently in the rotation curve.Still,the intrinsic rotation curve can be derived accurately from the long slit spectrum through the use of a more sophisticated method(e.g.[3],[4]).In the bottom panel,the central drop is almost gone,giving its place to a plateau.

Moderately optically thick case(τ1)

In the?rst column of Fig.5at the top panel I show the simulated long-slit spectrum of a model with inclination angle80and central face-on optical depth at Hαequal to 1.A comparison of this long slit spectrum with the long slit spectrum of the dustless model shows that the effects of the dust are rather limited.In the middle panel I plot the intrinsic(solid line)and the derived(dashed)rotation curve.It is obvious that the small difference is attributed to projection effects rather that to dust extinction.Even in the presence of dust,a sophisticated method would be able to retrieve the intrinsic rotation curve.The effect of the dust is more obvious in the bottom panel where the intensity at the central part of the major axis pro?le is reduced to about30%of its intrinsic value.In the second column,where the inclination is85,again most of the difference between the intrinsic and the derived rotation curve originates from projection effects.This however does not mean that there is no extinction.In the bottom panel,where the intensity along the major axis is plotted,the absorption is very prominent as the derived intensity at R=0is reduced to25%of its original value.Finally in the third column where I show the edge on case(90)the effects of the dust become prominent.There the difference of the derived rotation curve from the intrinsic one is more due to dust than to projection effect.Even the use of sophisticated techniques in retrieving the intrinsic rotation curve from the long slit spectrum would fail,as the kinematic information from the innermost

FIGURE6.The observed rotation curve characteristic scale h r as a function of inclination.The solid circles are the data from[8]while the solid lines show the model results for several different central face-on optical depths.The data points fall roughly between theτ=0and theτ=1models.The horizontal line at1.8shows the intrinsic value of h r.

parts of the galaxy is absent.

THE INCLINATION-ROTATION CURVE SHAPE CORRELATION AND THE OPACITY OF SPIRAL GALAXIES.

Since the existence of dust and/or velocity dispersion causes the rotation curves of highly inclined galaxies to rise less steeply than in dustless galaxies of the same inclination, the relation between the inclination angle and the slope of the inner rotation curve can be used as a diagnostic for their opacity.A statistical sample of spiral galaxies was presented by GH02that shows such a correlation.In[8],Valotto&Giovanelli argued that the implied average central face-on optical depth of luminosity-class I galaxies at

Hαis around2.5while for luminosity-class II it is around3.5.

Using the model presented above,I calculate the observed h r as a function of inclina-

tion.In Fig.6I show h r as a function of inclination for four different models exhibiting τ=0,0.5,1,and2.The solid circles show the data from[8].Even forτ=0there is a signi?cant increase of h r as the galaxy approaches the edge-on view.As the amount

of dust increases,the effects on the rotation curve become more severe and push h r to

higher values.The number of parameters of the model does not allow me to infer the

exact central face-on optical depth.Yet a comparison of the model curves with the data

allows one to safely state that the central face-on optical depth lies between0and1.This

is at least a factor of two lower than the value of2.5derived by Valotto&Giovanelli

([8])for luminosity-class I galaxies and in accordance with recent studies of the opacity. Note that even for dustless galaxies the projection effects alone are enough to create a signi?cant part of the observed correlation.

DISCUSSION AND CONCLUSIONS

As it has been already noted,it is nearly impossible to quote an exact value for the central face-on optical depth at Hα.This is due to the fact that the results are sensitive to the following factors:

1.The adopted scaleheight to scalelength ratio q Hαof the Hαemitters and the dust,

which was assumed equal to0.05.As it is also noted in[8],the results are very sensitive to this ratio.

2.The adopted velocity dispersionσ0,for which I have adopted the value of10

km/sec.Had the velocity dispersion been higher,the dustless observed rotation curve would be?atter(see[7]for an extensive discussion).The additional?attening due to dust would be less and as a result the derived amount of dust would be less.

3.The assumed Hαdistribution especially in the central parts of the galaxy plays a

vital role on the magnitude of the effects of the dust.In addition to the fact that a very large percentage of spiral galaxies exhibit at least a weak bar the validity of the assumed Hαaxisymmetric distribution should be tested.Such a test however requires observations and detailed modeling of individual galaxies.

The conclusions of this study can be summarized as https://www.wendangku.net/doc/0014781616.html,ing an innerly trun-cated exponential model for the spatial distribution of the Hαemission and a simple exponential for the distribution of the dust in spiral galaxies I reproduce the data of[15] that show a correlation between the inclination angle and the slope of the inner rotation curve of luminosity class I spiral galaxies.My analysis shows that the average central face-on optical depth of luminosity-class I galaxies from the sample of[15]is between 0and1.This result is in line with the recent study of Xilouris et al.([16]).

The problem of the opacity of spiral galaxies seemed to?nd its solution after extended observations in the SCUBA bands(e.g.[20],[21])where the bulk of the dust of a galaxy can be imaged.However,detailed modeling to con?rm the energy balance between the starlight absorbed by dust and the far infrared emission([22],[23],[24],[25])suggest that either the central face-on optical depth of luminous spiral galaxies is more than unity or that the dust emissivity in the sub-millimeter is underestimated by the standard

dust model of Draine&Li([26])(e.g.[27],[28],[29]).To solve this riddle different methods to estimate the opacity must be employed and the kinematics method might be one of them.The comparison of my result with that of Valotto&Giovanelli([8]) shows that the uncertainty in the distribution of atomic Hydrogen in spiral galaxies can yield a signi?cant difference of the opacity of spiral galaxies as this is derived from the observed rotation curves.Thus kinematics of the stellar population(e.g.[13])which is smoothly distributed in the galactic disk are more appropriate for such tasks.

REFERENCES

1.Sofue,Y.,Rubin,V.,2001,ARA&A,39,137

2.Goad,J.,W.,Roberts,M.,S.,1981,ApJ,250,79

3.Takamiya,T.,Sofue,Y.,2002,ApJ,576,15

4.Kregel,M.,van der Kruit,P.,C.,2004,MNRAS,352,787

5.Baes,M.,Davies,J.,I.,Dejonghe,H.,et al.,2003,MNRAS,343,1081

6.Matthews,L.,D.,Wood,K.,2001,ApJ,548,150

7.Zasov,A.,V.,Khoperskov,A.,V.,2003,AstL,29,437

8.Valotto,C.,Giovanelli,R.,2004,AJ,128,115

9.Kregel,M.,van der Kruit,P.,C.,2004,MNRAS,submitted

10.Bosma,A.,Byun,Y.,Freeman K.,C.,Athanassoula,E.,1992,ApJ,400,L21

11.Bosma,A.,1995,in The Opacity of Spiral Disks,ed.J.I.Davies&D.Burstein(NATO ASI Ser.C,

469;Dordrecht:Kluwer),317

12.Prada,F.,Beckman,J.E.,McKeith,C.D.,Castles,J.,Greve,A.,1994,ApJ,423,L35

13.Kregel,M.,van der Kruit,P.,C.,Freeman,K.,C.,2004,MNRAS,351,124accepted

14.Xilouris,E.M.,Alton,P.B.,Davies,J.I.,et al.,1998,A&A,331,894

15.Giovanelli,R.,Haynes M.,P.,2002,ApJ,57,107

16.Xilouris,E.M.,Byun,Y.I.,Kyla?s,N.D.,Paleologou,E.V.,Papamastorakis,J.,1999,A&A,344,

868

17.van den Bosch,F.C.,Robertson,B.E.,Dalcanton,J.J.,de Blok,W.J.G.,2000,AJ,119,1579

18.Misiriotis,A.,2004,A&A,submitted

19.Gentile,G.,Salucci,P.,Klein,U.,Vergani,D.,Kalberla,P.,2004,MNRAS,351,903

20.Dunne,L.,Eales,S.,Edmunds,M.,et al.,2000,MNRAS,315,115(DU00)

21.Dunne,L.,Eales,S.,2001,MNRAS,327,697

22.Bianchi,S.,Davies,J.I.,Alton,P.A.,2000,A&A,359,65

23.Popescu,C.C.,Misiriotis,A.,Kyla?s,N.D.,Tuffs,R.J.,Fischera,J.,2000,A&A,362,138

24.Misiriotis,A.,Popescu,C.C.,Tuffs,R.J.,Kyla?s,N.D.,2001,A&A,372,775

25.Misiriotis,A.,Papadakis,I.E.,Kyla?s,N.D.,Papamastorakis,J.,2004,A&A,417,39

26.Draine,B.T.,Lee,H.,1984,ApJ,285,89

27.Alton,P.B.,Xilouris,E.M.,Bianchi,S.,Davies,J.,Kyla?s,N.,2000,A&A,356,795

28.Alton,P.B.,Xilouris,E.M.,Misiriotis,A.,Dasyra,K.M.,Dumke,M.,2004,A&A,425,109

29.Dasyra,K.M.,Xilouris E.M.,Misiriotis A.,Kyla?s,N.D.,2004,A&A,submitted

汇文系统55新功能上课讲义

附件1 汇文文献信息服务系统 5.5 版新功能 一.OPAC 1. 图书导航定位通过简单的分类排架设定以及自定义的地图来对图书进行图形定 位。 A. OPAC t理端增加地图设计功能 a. 可自定义馆藏地布局 b. 可自定义设置元素。 B. 通过流通管理的分类排架号管理实现图书定位功能。 2. 预约委托 A. 增加本地委托的功能 读者可对本校区的图书进行委托，解决密集书库图书借阅问题。 B. 增加预约委托馆藏地管理的功能 可独立设置每个馆藏的预约委托的参数 a. 增加馆藏地是否可以预约参数。 b. 增加馆藏地是否预约送书参数。 c. 增加馆藏地是否允许本地委托参数。 d. 增加馆藏地是否允许异地委托参数。 C. 预约委托参数独立设置 a. 校区管理中取书地修改为预约取书地和委托取书地两个参数。 b. 借阅规则管理中增加是否允许委托的参数。 3. 物流服务通过增加独立的物流功能解决跨校区图书运送时效问题，使跨校区图严格按照到达收书地的时间进行处理，该功能与现有模块既紧密结合又相对独立。 A. 涵盖了新书，预约到书，委托到书，还书，荐购到书等所有涉及跨校区图书运送的模块。 B. 对于采用物流管理的图书按照物流方式处理，对于不采用物流的图书按照传统

延时方法处理。 C. 流通借还，流通管理，流通委托，典藏等模块增加物流管理功能。 D. 物流管理分为书刊运送和书刊接收两大功能 a. 书刊运送 b. 书刊接收 4. 送书服务 送书服务是针对预约委托功能提供更进一步的服务，开通该服务后，读者可选择是否让图书馆工作人员将书直接送到指定地点。 A. 系统基本参数中增加系统是否开通送书服务选项。 B. 证件注册中增加读者是否开通送书服务选项以及修改送书地址功能。 C. 读者在预约或者委托的时候取书地选项会增加一项自定义送书地。 D. 读者可通过OPA（修改自定义送书地。 5. 课程参考书 A. 系统基本参数增加是否需要审核读者所添加课程参考书选项。 B. 读者类型增加是否允许添加课程参考书选项。 C. 课程参考书管理增加分层显示，按照院系-课程-教师分为三层显示。 D. 课程参考书管理增加审核，重审功能。 E. OPAO曾加分层显示，按照院系-课程-教师分为三层显示。。 6. 公共书架 A. 公共书架管理分层管理，可最多增加三层目录。 B. 书架增加显示顺序功能，增加上移下移书架的功能。 C. 书目增加显示顺序功能，增加上移下移书目的功能。 D. OPAC增加分层显示。 7. 读者个人数据展示分析 在我的首页整合读者相关信息显示，揭示读者行为数据。 A. 读者基本权限，包括最大借阅量，最大预约量，最大委托量，最大积分，当前可用积分。 B. 读者借阅相关信息，包括超期图书，预约图书，委托图书，荐购图书。 C. 读者借阅分类分布，读者借阅时间分布，读者借阅趋势，读者借阅排名。

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南京航空航天大学研究生毕业手续办理攻略

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最好答辩之前一知道你的答辩分组情况就填写），提交完成后就等教务员在网上审批，教务员审批后我们再次登录研究生院网站管理系统，你会发现界面已经发生改变，按照里面的要求填写表格，一定不要出错哦，会影响你顺利毕业的。填写完毕后你就可以打印出来了，这就是授学历硕士人员登记表。 具体步骤： 1、去印刷厂打印你最终定稿的毕业论文，送到印刷厂后，向印刷厂的杨厂长询问你所有打印的费用（包括之前盲审时打印论文的钱），杨厂长会给你一张清单，你可以凭着清单到学院开转账支票，只有把转账支票交给杨厂长，你才可以把你打印好的论文带走。 2、去学院开转账支票的同时，你就可以找教务员签字、给毕业资格审核表盖章、导师签字（包括毕业手续存查单上的导师签字和毕业生登记表上面的导师意见）、毕业生登记表上的学位论文答辩委员会决议填写（一般就是教务员填写）。（省得再跑很多趟） 3、带一份纸质版毕业论文交到图书馆二楼民航阅览室，那边的老师会给你一张表填写你交论文的时间等，并在上面盖章，然后你到一楼还书处把盖了章的表、图书证交给老师，他会查阅你是否已还清图书资料，并回收借书证，最后你就会得到他在你的毕业手续存查单上的签名了。 4、然后是档案馆，就在图书馆后面的荟萃楼，在一楼一进门左边的房间，找老师填写毕业生档案卡（这个时候你

儿少分章节重点考试资料缩印版

名词解释 儿童少年卫生学：是保护和促进儿童少年身心健康的科学,是预防医学的重要组成部分。 生长（growth）：指细胞繁殖、增大和细胞间质增加，表现为组织、器官、身体各部分乃至全身的大小、长短、重量的增加和身体成分的变化，为量变。 发育（development）：指细胞、组织的分化和功能的不断完善，心理智力的发展和运动技能的获得，为质变。 成熟：指生长和发育达到一个相对完备的阶段，，标志着个体形态、生理功能、心理素质等方面都已达到成人水平，具备独立生活和生养下一代的能力。 成熟度：专指某一特定生长发育指标当时达到的水平占成人水平的百分比。 生长发育可塑性：指人体结构、功能为适应环境变化和生活经历而发生改变的能力。 生长发育指标体系：体格发育指标，体能发育指标，心理行为发育指标 儿少卫生学的研究对象是从出生后的婴儿到发育成熟的青年，年龄范围为0~25岁。重点对象是中小学生群体，在此基础上向学龄前儿童和大学生群体延伸。三个鲜明的发展特征：1.高度重视主要服务对象——中小学生的三大特点：正在旺盛生长发育；生长的同时在接受教育；集体生活在学校这一特殊环境里。2.制定工作目标和提出干预措施时，不仅关注生长发育及其影响因素，学生常见病和伤害防治，而且充分考虑其心理-情绪-行为发展特征和实际需求。3.核心任务是针对青春期少年的身心发展过渡性特点和特殊问题，提供良好的教育、保健和医疗服务。 主要研究内容：生长发育、疾病防治、心理卫生、教育过程卫生、学校健康教育、学校卫生监督和学校建筑设备卫生。 生长发育的一般规律：1.遗传与环境的交互作用。2.生长发育的阶段性和连续性的统一：阶段性：婴儿0-1，幼儿前期1-3，幼儿期3-6，童年期5-12，青春期10-20 女孩比男孩早1~2年，青年期18-25。3.生长发育速度的不均衡性：整个生长期内个体的生长速度有时快，有时慢，是不平衡的。第一突增期：胎儿4个月开始至出生后一年，身长（胎儿中期4-6个月）体重（胎儿后期7-9个月）；第二突增期;青春期（女9-11至13-15 男11-13至15-17）； （1）突增期意义：1补充适当的营养2保证充足的睡眠3保证足够的锻炼。4各系统生长模式的时间顺序性与统一协调性：生长发育过程中，各组织、器官的生长模式在时间进程上是不同的。（2）程序性：1头尾发展律（胎儿期和婴幼儿期，由上至下、由近而远） 2近侧发展律（瘦的精细动作，近-远，粗-细，简单-复杂）3向心律（童年期和青春期，下肢先于上肢，四肢早于躯干）。（3）Scammon生长模式：1一般型：肌肉、骨骼脏器等，两次突增；2神经系统型：发育最早，一次突增，先快后稳；3淋巴系统型：发育最旺盛，一次突增，有升有降；4生殖系统型：发育开始最晚，一次突增，先慢后快。5.子宫型：子宫，肾上腺发育在出生时较大，其后迅速变小，青春期开始前才恢复到出生时的大小；其后迅速增大。（4）生长轨迹现象和生长关键期：1生长轨迹现象：在外环境五特殊变化的条件下，个体儿童的发育过程比较稳定，呈现一种轨迹现象，其中遗传基因起关键作用；2赶上生长：因某种因素生长发育受阻的儿童，在阻碍生长的因素被克服后表现出的加速生长，并恢复到正常轨迹的现象；3生长关键期：生长关键期是器官和组织的快速生长期，此时受到干扰，常导致永久性的缺陷和功能性障碍。 体能：是指人体具备的能胜任日常工作和学习而不感到疲劳，同时有余力能充分享受休闲娱乐生活，又可应付突发紧急状况的能力。（体能发育过程的不均衡性、阶段性、不平衡性和性别特征） 体成分（身体成分）：指人体总重量中不同身体成分的构成比例，属化学生长的范畴。（体成分的两成分模型由体脂重和去脂体重） 青春期（adolescence）：是个体从童年向成年的逐渐过渡的时期，是生长发育过程中的一个极其重要的阶段。青春期的年龄区间为10~20岁，WHO把青春期定义为这样一个时期：1.是个体从出现第二性征到性成熟的生理发展过程；2.是个体从儿童认知方式发展到成人认知方式的心理过程；3.是个体从社会经济的依赖性到相对独立状态的过渡。女性青春期的时间跨度一般为10~18岁，男孩为12~20岁。 青春期的发育特点：1.体格生长加速，以身高为代表的形态指标出现第二次生长突增；2.各内脏器官体积增大、重量增加，功能日趋成熟；3.内分泌功能活跃，与生长发育有关的激素分泌明显增加；4.生殖系统功能发育骤然加快，迅速成熟，到青春晚期已具有繁殖后代的能力；5.男女外生殖器和第二性征迅速发育，使两性的外部形态特征差异更明显；6.青春期心理发展骤然加快，产生相应的心理-行为变化，可能出现一些青春期特有的心理-行为问题。 青春期发育类型：早熟型（盆宽窄肩的矮胖体型，突增维持1年左右）、晚熟型（瘦高，维持2年以上）、一般型（介于二者之间，维持两年左右） 矮身材：身高低于其性别--年龄组正常值的第三百分位P3。垂体性侏儒症、甲状腺功能低下症、遗传代谢性疾病、生长迟缓、家族性矮身材、体质性生长迟缓。高身材指个体的身高高于其性别年龄相应标准的第97百分位数以上。按原因分：家族性高身材、体质性生长发育加速、巨人症。 性早熟（sexual preiocity）：是一种以性成熟提前为特征的性发育异常，一般指男9岁以前出现睾丸增大，女8岁前出现乳房增大活10岁前出现月经初潮。一般分真性性早熟，由下丘脑-垂体-性腺轴过早启动引起；假性性早熟，多因性腺或肾上腺皮质肿瘤等导致性激素分泌过多，环境污染物种的激素成分，外源性性激素药物，含性激素制剂的不当应用也可引起；部分性早熟，患儿仅有某一方面的单独提前发育现象、不伴随其他异常表现；体质性性早熟，女孩8~8.5岁前出现第二特征指标一项以上发育或10岁前来初潮男孩9~9.5岁前出现睾丸增大或阴毛生长，本质上属健康人群。 青春期性发育障碍(delay puberty)：一般指男童14岁未出现睾丸增大，女童13岁未出现乳房发育为判断标准。 影响生长发育的因素有：遗传和环境因素，其中前者决定了生长发育的可能性，即决定了生长发育的潜力。后者决定了生长发育的现实性。即在不同程度上影响该潜力的正常发挥，决定发育的速度以及最终可达到的程度。①遗传因素：遗传的家族.种族影响：如家族聚集性和种族差异，是遗传影响的具体表现，身高、 性成熟早晚、生长突增模式、月经初潮年龄，都与家 庭遗传有关，种族影响对个体的体型、躯干、和四肢 的长度的比例等作用很大；双生子研究。②环境因素： 1）营养2）体育锻炼3）疾病4）生活作息制度5） 气候和季节6）环境污染7）社会家庭因素。 双生子研究：MZ同卵，DZ异卵 遗传度：是衡量遗传、环境因素各自对表型性状总变 异相对作用大小。越接近1，遗传作用越大。 生长发育调查方法含义以及特点：1）横断面调查； 在某一较短时间和一定地区范围内，选择有代表性的 对象对某几种指标的一次性大标本调查。特点：通过 其，可在短期内获得大量的资料。在一个较大地区范 围内通过调查得出某项指标的正常值，建立该地区儿 童少年生长发育的标准；也可将本地区本人群的调查 结果与其他地区人群结果作比较，以了解本地区儿童 少年的生长发育水平，并作为评价本地区儿童少年保 健工作效果依据；对同地区同人群的连续多次调查， 可比较不同时期的动态变化，分析生长长期趋势。调 查规模达时间短，需较多测试人员，调查前应该有详 细的计划严格的人员分工和测试程序，调查项目不宜 过多，根据调查目的确定调查对象具有代表性，对所 处的内外环境属性有明确规定2）追踪性调查；是一 种动态观察，通过选择一定数量的对象，在较长一段 时间内进行的定期，连续多次的调查，观察儿童少年 的生长发育动态。制定生长速度正常值，揭示生长发 育规律性，系统深入的观察分析某些内外因素对生长 发育的长期影响。调查对象自始至终是同一组人群， 故反应的生长发育规律较横断面调查更加准确，更能 确切的反映人群或个体的生长速度。费时长，调查中 人员和对象都容易流失，从调查开始即应采取措施保 证其稳定性，最大限度减少样本流失。尽量使用同一 型号的测试器材，技术标准保持一致，使前后结果有 可比性。3）半纵向调查；将横断面和追踪调查两种 方法混合，克服追踪调查所需年限太长，研究样本易 流失的缺点。节约时间和工作量。只具有部分的追踪 性质，获得生长发育速度是近似的，将会出现两组不 同对象的重叠，产生差异，需利用适当的统计方法修 匀。 生长发育的评价的实际意义：1.了解个体、群体的生 长发育现状，处于什么等级、发展趋势如何；2.为评 价遗传--环境影响因素，考察学校卫生工作实效、开 展保健干预提供依据；3.筛查、诊断生长发育障碍。 生长发育评价既针对个体也针对群体，由生长发育水 平、生长速度、发育匀称度（指标间相互关系）和体 质综合评价报告等四类内容组成。 生长发育评价方法：一：等级评价法和离差曲线图法 （正态分布的计量资料）；二：指数法：利用数学公 式，根据身体各部分比例关系，将两项或多项指标相 连，转化成指数进行评价。身高坐高指数：根据人体 躯干与下肢的比例关系，从纵截面角度反映体型，分 为长躯型、中躯型、短躯型（坐高cm/身高cm*100%）； 反映生理功能指数：身高肺活量指数和体重肺活量指 数=肺活量/身高或体重；BMI营养状况指数。三：Z 分法：Z标准差法，是一种特殊类型离差法。它不以 均数加减标准差表示，而是以中位数为中心，将资料 从偏态分布大体转换为正态分布，再取＋－1Z、＋－ 2Z、＋－3Z为界值点，建立正常值。通过正态转换过 程，实测值即被转换成Z分，由此确定发育等级。四， LMS法：三大优势：1.对百分位数法、Z分法既沿袭 又修正。2.只要使用的样本量达到要求，所制成的正 常值或标准课精确到个位。3.各相邻百分位数值间不 会出现交叉、颠倒或重叠，从而使所定正常值或标准 的精确性显著提高。五：发育年龄评价法：是指用某 些身体形态、生理功能指标和第二性征的发育水平及 其正常变异，制成标准年龄，评价个体发育状况。（四 种：形态年龄，第二性征年龄，齿龄，骨龄） 心理卫生（精神卫生）：是研究如何维护和促进人类 心理健康的科学。包括一切旨在改善心理健康的措施， 使人能按自己的身心潜能进行活动。（对儿童来说， 就是促进心理健康发展、培养健全性格、提高儿童对 环境的适应能力、预防精神方面的各种问题） 儿童少年心理健康的标准：心1.智力发展2.情绪反应 适度 3.心理行为特点与年龄相符。4.行为协调，反 应能力适度5。人际关系的心理适应。6，个性的稳 定和健全 心理障碍:儿童在心理健康方面存在的偏倚称心理卫 生问题，若其严重程度、持续时间超过相应年龄的允 许范围，称心理障碍。（20%） 儿童期心理行为问题的表现主要有： 1、学业相关问题学习困难、注意力障碍、自控力 差等，多发生在小学阶段，特别是初入学儿童。注意 有些属于学龄前期向学龄期过渡时出现的暂时性适 应不良。 （ADHD注意缺陷多动障碍：俗称儿童多动症，是以 注意力不集中、情绪冲动、过度活动、学习困难为特 征的综合征。通常起病于7岁之前， LD学习障碍：是指学龄儿童在阅读、书写、拼写、表 达、推理、计算能力等学习过程中存在一种或一种以 上的特殊性障碍，包括阅读障碍、数学障碍、书写障 碍、非特定性学习障碍等。） 2、情绪问题紧张焦虑、孤僻、强迫行为、恐怖。（焦 虑指突如其来出现的、无明显躯体原因的恐惧感，若 经常反复出现，已形成儿童焦虑障碍，是儿童期最常 见的情绪障碍之一。强迫行为：指儿童以强迫观念和 强迫动作为主，伴焦虑情绪和适应困难的一类症候群。 恐惧：当参与某项活动或面临某种情景式产生过分强 烈、持续的紧张、恐惧和回避情绪。心境障碍：又称 情感性障碍，是一组以显著而持久的心经高涨或低落 为主要症状的精神障碍，伴有相应的思维和行为改 变。） 3、品行问题如偷窃、经常撒谎、攻击性行为。 4、 不良习惯如习惯性抽动、吮指、咬指甲、口吃、遗 尿。5、广泛性发育障碍：孤独症谱系障碍ASD：也 称自闭症，是由脑发育不良引起的，以社会功能、语 言沟通缺陷为主，伴异常狭窄的兴趣和行为特征的儿 童期发育行为障碍。表现：交流障碍、言语发育障碍、 行为刻板重复、智力落后、感觉异常。 青春期心理咨询：专指处于青春发育阶段的少年（尤 其是那些存在心理问题者），运用心理商谈的技术、 程序和方法，帮助其对自己与环境形成正确的认识， 矫正其心理上的不平衡，以改变其态度与行为，并对 社会生活产生良好的适应。原则：保密、限时、自愿、 情感自限、延期决定、伦理规范。 生长发育指标：发育水平、营养状况、智力。 生命指标：婴儿死亡率：IMR是指在所给定的年份内 每1000名活产儿在0~1岁期间的死亡人数，反映活 产儿一年内的死亡概率。它是国际公认的衡量一个国 家/地区社会经济文化、居民健康状况、卫生保健事业 发展的重要标志。 疾病指标：因病缺课率：以月为单位计算因病缺课的 人时数或人日数占授课总时数的比例。反映学生健康 状况的重要指标。 生命质量指标：包括日常功能指标、心理社会功能评 定、专门性生活质量评定量表、综合性生活质量评定 量表。 六、视力不良：视力低下，是在采用远视力表站在5m 远处检查时，裸眼视力低于 5.0 。（近视不能仅凭上 述检查而必须通过眼科的散瞳验光才能确诊）。 近视：是指眼睛辨认远方（5米以上）目标的视力低 于正常，但视近正常，它是由于屈光不正所致。严 格定义是在不使用调节功能状态下，远处来的平行光 在视网膜感光层前方聚焦。 预防近视的措施：1.限制近距离用眼时间：预防近视 眼的基本措施是限制过多的长时间近距离视近活动， 每日可3~4次向5m以外的远处眺望，远望时宜选择 固定目标，每次5~10分钟，避免刺眼的强光刺激； 2.重视读写卫生：阅读、书写时坐姿要端正，眼书距 离保持在30~35cm左右，避免在光线过强或过弱的地 方读写；3.开展体育锻炼，增加室外活动，认真做好 眼保健操：活动有助使眼压下降；4.合理饮食，注意 营养：合理营养是预防近视眼的综合措施之一；5.改 善学习环境6.定期检查视力：学校应每年两次进行视 力检查；7.健康教育：开展用眼卫生的健康宣教。8. 加强围生期保健，减少早产儿。低体重儿的发生。 七、龋齿：龋齿是牙齿在身体内外因素作用下，硬组 织脱矿，有机质溶解，牙组织进行性破坏，导致牙齿 缺损的儿童少年常见病。患牙不能自愈。患龋后不仅 引起疼痛，而且影响食欲、咀嚼和消化功能，对生长 发育造成不利影响。 流行病学特点：1.龋患率：幼儿园儿童高于小学生， 小学生高于中学生；城市高于农村，大城市高于中小 城市。2.龋均（总龋牙数/受检总人数）和患者龋均（总 龋数/患龋总人数）都是反映龋齿患病程度的重要指标， 防龋工作重点在幼儿园儿童和小学生人群上。3.5岁 乳牙无龋率，12岁恒压龋均。4.好发牙和好发部位： 乳龋的好发牙是第1、2乳磨牙（第4、5乳牙），尤 其第2乳磨牙；恒龋的好发牙是第1、2恒磨牙（第6、 7恒牙）尤其第1恒磨牙（俗称“六龄齿”）；恒龋的 好发部位相同都以咬合面为主。 四联致病因素论：1、细菌和菌斑，是根本原因。主 要的致龋菌是变形链球菌，可合成葡糖基转移酶，使 蔗糖转化为高分子细胞外多糖，使牙齿内的酸度增加， 有利于菌斑的形成。2、食物因素，是物质基础，碳 水化合物（尤其蔗糖）是致龋的主要食物，不仅可以 酵解产酸，降低菌斑的PH值，而且参与菌斑形成和 作用，流行病学调查显示，蔗糖消耗量和龋齿发病率 间存在高度正相关。3、宿主，是重要条件。指牙齿 对龋病的抵抗力或敏感性。。4、时间因素是发生过程。 儿童系统防龋法：1.定期检查、早期诊断。2.控制牙 菌斑。3.讲究饮食卫生，增强宿主抗龋力。4.健全学 校口腔疾病防治网。 八、缺铁性贫血：是由不同程度缺铁引起的以小细胞、 血红蛋白低下为特征一类贫血总述。防治要点：一般 治疗（饮食），病因治疗，铁剂治疗，针对性防治综 合措施，预防铁中毒。 九、肥胖：肥胖是在遗传、环境的交互作用下，因能 量摄入超过能量消耗，导致体内脂肪积聚过多，从而 危害健康的一类慢性代谢性疾病。 肥胖的两种类型：一种是单纯性肥胖，主要因摄食量 过多、“以静代动”的生活方式、缺乏运动等原因引 起；另一种是继发性肥胖，因神经-内分泌功能失调或 代谢性疾病引起。 男女18岁时都分别取BMI值24和28为超重和肥胖 界指点。体脂率男超过20%，女14岁以下超过25% 或14岁以上超过30%为肥胖。肥胖的防治：养成良 好的饮食习惯，纠正偏爱高糖、高脂、高热量饮食的 不良习惯。限制过量进食，对体重定期检测，加强体 育锻炼与户外活动。 体育锻炼的卫生要求？1适合年龄、性别和健康情况 2培养体育锻炼的兴趣和习惯3体育教学必须遵循的 基本原则：①循序渐进②全面锻炼③准备和整理运动 ④运动与休息交替 体育课的结构：开始部分2-3min，准备部分6-12min， 基本部分25-30min，结束部分3-5min 体育课的运动负荷决定于课程强度，密度，时间三大 因素 靶心率：达到最大运动强度60%—70%的心率，是判 断体育课运动负荷的常用指标，是运动时需要达到的 目标心率，是判断有氧运动的主要指标。健康人 130-180。=安静心率+（最大心率-安静心率）×60% 评价体育课的运动负荷指标还有脉搏（心率）曲线图、 平均脉搏、脉搏指数（=平均脉搏/安静脉搏）（中学生 1.6~1.8） 学生一天应有至少1小时的体育锻炼时间。注意饭前 饭后一个小时不宜剧烈运动。运动时大量排汗，必须 少量多次饮水，适量补充水分和盐分。在补充水分和 电解质的同时，还应注意适当补充钙等无机盐。 预防运动性创伤方案？1安全防范法2保护帮助法3 量力适应法4准备活动法 体育锻炼的自我监督：1主观感觉，包括运动时的排 汗量，运动后的心情，睡眠食欲等方面的自我感觉， 其他身体疲劳感觉、睡眠、食欲、运动情绪等2客观 评价：内容包括测试脉搏，监测体重，分析运动成绩 的变化、进行体能和其他形态、功能的测量等。 健康监测体系（三部分）：健康体检、检测结果报告、 建立健康档案。 健康教育基本内容：健康行为与生活方式，疾病预防， 心理健康，生长发育青春期保健，安全应急与避险。 大脑皮层功能活动特性及卫生意义：1始动调节：大 脑皮层的工作能力在刚开始时，因脑细胞和其他相关 器官、系统的功能尚处于较低水平，需要一定的起动 时间。伴随工作时的能量消耗，工作能力将逐渐提高， 该现象称~。据此，在学日、学周、学期开始时规定 的学习难度、学习强度都不宜太大，应逐渐增强。2 优势法则：各种脑、体力活动内容，在大脑皮质上各 有其代表区域。皮质能从机体受到的大量刺激中，选 择最符合自身目的和兴趣的一些刺激，在脑皮质引起 强烈的兴奋区域，即优势兴奋性。其兴奋性高于其他 区域，而且能将皮质其他部位的兴奋性吸引过来，加 强自身的兴奋性，又使那些部位处于抑制状态。因此， 优势兴奋性的形成可明显提高学习效率。所以，组织 教学内容时，一定要注意该内容的持续时间应适应受 教育者的年龄特点。3动力定型：如果儿童体内外的 条件刺激按一定顺序多次重复后，在大脑上的兴奋、 抑制过程及与此相关的神经环路将相对固定下来，形 成动力定型。因此，有规律的生活作息、良好的学习 态度、健康的行为方式应从小培养。4镶嵌式活动： 伴随学习性质的变化，脑皮层的功能在定位上（兴奋 区与抑制区，工作区与休息区）相互轮换，称为~。 因此，教学安排中应注意课程性质的轮换，脑力与体 力活动交替，以确保脑皮层在较长时间内保持旺盛的 工作能力。5保护性抑制：一旦大脑皮层的活动超过 其功能限度，皮层反馈性的进入抑制状态，称为保护 性抑制。~是一种生理状态，也是早期疲劳的表现， 对保护脑皮层免受功能衰竭发挥重要作用。因此，教 育过程中如果能注意到学生的早期疲劳表现，适当组 织休息或安排其他活动，脑皮层功能活性将很快恢复； 如果任其发展，不采取劳逸结合措施，学生的疲劳状 态就会持续下去并逐步加重，甚至发展成病理性的 “过劳”状态。 影响脑力工作能力的因素？年龄；性别；健康状况； 遗传；学习动机和兴趣；学习生活条件；养育和生活 方式。 疲劳：在过强、过猛的刺激或刺激强度虽不大但持续 长时间的作用下，使大脑皮层细胞的功能消耗超过限 度，所产生的保护性抑制。是一种生理现象，出现早 期疲劳是学习生理负荷达到临界限度的指标。 试述学生学习疲劳的表现和评价学习疲劳的意义。第 一阶段又称早期疲劳。机制是优势兴奋性降低，不能 实行对周围区域的抑制（内抑制障碍）。表现为上课 时坐立不安，小动作多；注意力转移。条件反射实验 出现错误反应增加。有些人的早期疲劳内抑制表现不 明显，主要反应是兴奋过程出现障碍。早期疲劳的重 要特点是：兴奋过程或内抑制过程中的一个方面有障 碍性表现。第二阶段又称显著疲劳。机制是大脑皮层 的保护性抑制加深、扩散，特点是兴奋过程和内抑制 都减弱或发生障碍。具体表现：上课打呵欠和瞌睡； 对条件刺激的错误反应增多，反应量减少，反应时延 长，有时甚至出现后抑制现象。 学校的作息制度符合哪些原则？1、符合皮层的功能 的特点和脑力工作能力的变化规律，使学习活动与休 息的交替安排合理化2、对不同年龄阶段，不同健康 水平的儿童少年应区别对待，分别制度3、既能满足 学习任务，又要保证学生德智体美全面发展4、学校 与家庭作息制度相互协调统一5、制度一经确定，不 要轻易改变 一日生活制度：1课业学习：小学1、2年级不超过 4h，3、4年级5h，5、6年级6h，初中7h，高中8h； 2、每节课持续时间:小学40分钟；中学45分钟；大 学50分钟3、课外活动：小学生不少于3-3.5h，中学 生2-2.5h，其中至少有1h体育锻炼时间。中学生每周 参加课外体育活动不宜少于3次，每次45min。4、睡 眠：小学生10h，中学生9h，大学生8h。5、休息： 每节课休息10min，第2、3节课间休息20min。炎热 夏季保证短时间午睡。6、自由活动：每天看电视或 课余上网时间不宜超过1h。7、进餐 青少年健康危险行为：凡是给青少年健康、完好状态 乃至成年期健康和生活质量造成直接或间接损害的 行为。特征：1.明显偏离个人、家庭、学校乃至社会 的期望。2.对健康的危害程度各异。3.有个体聚集性 和群体聚集性。4.有鲜明的后天习得性。5.青少年行 为有良好的可塑性。导致的危害：危及健康和生命， 产生潜在危险，引发性传播疾病。分类：易导致非故 意伤害的行为、致故意伤害行为、物质滥用行为、精 神成瘾行为、危险性行为、不良饮食和体重控制行为、 缺乏体力活动行为。 伤害：是由各种物理性、化学性、生物性事件和心理 行为因素等导致个体发生暂时性或永久性损伤、残疾 或死亡的一类疾病的总称。分为非故意伤害和故意伤 害。 儿童青少年意外伤害的危险因素有：宿主因素（年龄 性别种族心理行为特征生理缺陷与特征），家庭因素， 社会因素，物理因素（地区因素），其中伤害事故出 现的两个高峰在婴儿期和青春期 儿童青少年意外伤害的预防控制干预包括教育干预， 技术干预，工程干预，经济干预，称为“四E策略”。 暴力是指蓄意滥用权力或躯体力量，对自身、他人、 群体或社会进行威胁或伤害，导致身心损伤、死亡、 发育障碍或权利剥夺的一类行为 校园暴力：发生在校园内、上下学途中、其他与学校 活动相关的所有暴力行为。分为躯体暴力、言语/情感 暴力、性暴力三种形式。 教学楼的卫生原则：1.保证教学顺利进行。2.光线好、 通风好。3.方便师生课间休息和户外活动。4.保证师 生安全。 教室内部设计的卫生要求？1 足够的室内面积 2 良 好的采光照明和室内微小气候 3防止噪音干扰 4 便 于学生就座和通行，便于清扫和养成良好的卫生习惯。 采光系数：或称自然照度系数，为综合评价教室的采 光状况，指室内某一工作面的天然光照度与同时室外 开阔天空散射光的水平照度的比。一般最低采光系数 不低于2.0% 教室课桌面的平均照度不应低于300lx，黑板面平均 垂直照度不应低于500lx，照度均匀度不低于0.7 教室人工照明的卫生要求：保证课桌面和黑板面上有 足够照度，照度充分均匀；不产生或少产生阴影，没 有或者尽量减少眩光作用；不因人工照明导致室内温 度过高而影响空气的质量和安全性。 桌椅高差：为桌近缘高与椅高之差。1/3坐高+1~2cm 课桌椅尺寸有11个型号，不同身高不同型号，桌椅 配套，同号搭配。 教室自然采光的卫生要求：满足采光标准，课桌面和 黑板上有足够光照；照度分布均匀；单侧采光的光线 应自学生作为左侧射入，双侧采光也应将主要采光窗 设在左侧；避免产生较强的眩光作用，创造愉快、舒 适的学习环境。 玻地面积比不低于1：5 黑板反射系数<20% 投射角不小于20~22°，最小开角不小于5°。 室深系数不小于1:2。 采光方向：南北向双侧，左侧 学校卫生监督：是指卫生行政部门依据国家相关法律、 政策和学校卫生标准，对学校建筑设备、学校生活环 境、学生用品、学校卫生服务工作等进行监督检查的 系列性执法活动。

图书馆藏书目检索系统的主要功能和使用方法

OPAC书目检索系统使用方法 图书馆馆藏书目检索系统OPAC书目检索系统的使用方法及操作步骤如下： 1.书目检索：输入要查询书目的题名，该系统即可检索到该书的具体信息：索书号、作者， 出版社，是否可借等，读者可根据以上信息进书库找到该书的确切位置，进行借阅。 2.登录“我的图书馆”这个模块，可以进行续借、预约，读者荐购等功能的操作，详细的登 录方式，在进入“我的图书馆”这个页面后，屏幕的右方有详细提示，如用户名，初始密码等。 3.温馨提示：“我的图书馆”操作完成后，一定要注销，否则别的用户能继续操作，给读者造 成不必要的麻烦。 OPAC书目检索系统使用方法 图书馆馆藏书目检索系统OPAC书目检索系统的使用方法及操作步骤如下： 1.书目检索：输入要查询书目的题名，该系统即可检索到该书的具体信息：索书号、作者， 出版社，是否可借等，读者可根据以上信息进书库找到该书的确切位置，进行借阅。 2.登录“我的图书馆”这个模块，可以进行续借、预约，读者荐购等功能的操作，详细的登 录方式，在进入“我的图书馆”这个页面后，屏幕的右方有详细提示，如用户名，初始密码等。 3.温馨提示：“我的图书馆”操作完成后，一定要注销，否则别的用户能继续操作，给读者造 成不必要的麻烦。 OPAC书目检索系统使用方法 图书馆馆藏书目检索系统OPAC书目检索系统的使用方法及操作步骤如下： 1.书目检索：输入要查询书目的题名，该系统即可检索到该书的具体信息：索书号、作者， 出版社，是否可借等，读者可根据以上信息进书库找到该书的确切位置，进行借阅。 2.登录“我的图书馆”这个模块，可以进行续借、预约，读者荐购等功能的操作，详细的登 录方式，在进入“我的图书馆”这个页面后，屏幕的右方有详细提示，如用户名，初始密码等。 3.温馨提示：“我的图书馆”操作完成后，一定要注销，否则别的用户能继续操作，给读者造 成不必要的麻烦。 OPAC书目检索系统使用方法 图书馆馆藏书目检索系统OPAC书目检索系统的使用方法及操作步骤如下： 1.书目检索：输入要查询书目的题名，该系统即可检索到该书的具体信息：索书号、作者， 出版社，是否可借等，读者可根据以上信息进书库找到该书的确切位置，进行借阅。2.登录“我的图书馆”这个模块，可以进行续借、预约，读者荐购等功能的操作，详细的登 录方式，在进入“我的图书馆”这个页面后，屏幕的右方有详细提示，如用户名，初始密码等。 3.温馨提示：“我的图书馆”操作完成后，一定要注销，否则别的用户能继续操作，给读者 造成不必要的麻烦。

文献编目基础知识

文献编目基础知识 主讲人石春耘顾蔷芬 第一部分：概述 第二部分：文献编目工作所包含的内容和基本概念 第三部分：我馆文献编目工作概况 第四部分：汇文系统编目模块功能简介 第五部分：CNMARC格式著录标准和规则 第一部分：概述 1文献机构的目录职能： 1.1目录的揭示职能和检索职能： 目录的职能主要是对文献的形式和内容特征描述，通过完整的著录来实现，（传统编目工作主要产生题名、责任者、主题、分类四大款目）为读者提供文献的目录，以揭示馆藏内容。 1.2目录的宣传职能和和识别职能 1.3目录的管理、交流职能和情报、参考职能： 2 文献编目的发展及现状 2.1文献编目、网络信息资源编目和信息资源编目： 对大量馆藏实体信息资源进行整理、整序和整合的工作，被称为“文献编目”，但对于大量非馆藏网络信息资源，同样也存在一个整理、整序和整合的工作，所以我们将这两大部分的编目工作统称为信息资源编目。 2.2文献编目现状： 20世纪下半期，西方的信息资源编目工作已由跨国化、统一化、手工化、进入到国际化、标准化、自动化、网络化。在我国近三十年，文献编目工作也得到了长足的发展，大部分地区的图书馆的编目工作已完成了标准化、自动化的进程，文献资源共建共享已逐步成为现实，开展的网上联合编目并取得了较好的社会效益和经济效益。我馆2000年上了“汇文”系统，2002年正式申请成为CALIS的成员馆，实现了联机合作编目。 3 网络信息资源编目与发展 3.1我国网络信息资源编目现状 3.2网络信息资源编目知识简介 DC简介： 采用DC格式作为网络信息资源描述工具 1995年OCLC和NCSA创造出了一套全新的编目格式Dublin Core，即都柏林核心，简称DC，DC的创建思想是使用简单的标识集合来描述网络信息资源，所包括的三个大类十五个要素可基本揭示信息资源的特征。第一大类为描述资源内容的要素；第二大类为描述知识产权的要素；第三大类为描述资源外部属性的要素。DC的创制为专业或非专业编目人员、网络信息创编者提供一个简单、实用而又有效的信息描述工具。 4 计算机联机编目概述 4.1什么是联机编目？ 是指利用计算机和网络环境，由多个图书馆共同编目，合作建立具有统一标准的信息资源联合目录数据库，并在此基础上实现联机合作编目。 4.2联机编目的优点 1、降低编目成本 2、提高书目质量

南京航空航天大学硕士博士毕业要求

南京航空航天大学硕士博士毕业要求

南京航空航天大学文件 校研字〔2011〕23号 关于印发《南京航空航天大学学术型研究生在读期间发表学术论文的有关规定》的通知 各学院、有关部门： 为了进一步提高我校研究生培养质量，严格学位授予程序，学校对学术型研究生在读期间发表学术论文的有关规定进行了修订，并于2011年3月31日由校学位评定委员会讨论通过，现予印发，请遵照执行。 附件：南京航空航天大学学术型研究生在读期间发表学术论文的有关规定 二○一一年四月二十七日 主题词：研究生学术论文规定通知

附件 南京航空航天大学 学术型研究生在读期间发表学术论文的有关规定 （2011年3月31日校学位评定委员会会议通过） 研究生在攻读学位期间发表学术论文的质量和数量以及取得的科研成果是检验研究生培养质量和学位授予质量的重要指标。结合学校实际情况，特修订本规定。 一、硕士研究生 满足以下要求之一： 1.在检索类期刊公开发表或正式录用学术论文1篇； 2.在国际期刊、核心期刊公开发表或正式录用学术论文1篇； 3.在国际学术会议、全国学术会议上交流学术论文并被会议论文集全文收录的论文1篇; 4.在学校研究生学术会议上交流学术论文并被会议论文集全文收录的获奖论文1篇; 5.艺术类学位点的创作类学科方向的硕士研究生，除了举办由艺术学院学位委员会组织并报研究生院批准同意的个人作品展（书画展，音乐、舞蹈、戏曲汇报表演等）1次外，还需满足上述要求之一。 二、博士研究生 （一）工学门类 满足以下要求之一： 1.在SCI源刊的国外期刊上发表学术论文1篇，并在核心期刊上发表学术论文2篇； 2.在SCI、EI、ISTP源期刊、重要核心期刊上发表学术论文2

南京航空航天大学2016年航空工程(专业学位)拟录取硕士研究生名单公示

南京航空航天大学2016年航空工程（专业学位）拟录取硕士研究生 名单公示 173102876210100271周华闯全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）391.00258.5082.18 174102876210100256魏霄全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）377.00263.7081.65 175102876210100270张思远全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）398.00243.8080.43 176102876210100265尹建宏全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）369.00253.8079.20 177102876210100263杨凯栋全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）383.00236.7077.75 178102876210100260许冰全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）376.00235.5076.85 179102876210103278黄精琦全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）369.00239.0076.73 180102876210100257吴思雨全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）359.00236.1775.26 181102876210103191高翼飞全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）345.00238.8074.30 182102876210100174张航全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）296.00264.0073.60 183102876210105562黄居坤全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）340.00234.5073.08 184102876210100166闫然全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）292.00259.3072.42 185102876210100253王文轩全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）342.00228.3072.25 186102876210104668戴露豪全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）362.00215.5072.12 187102876210103219夏润泽全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）310.00245.8071.97 188102876210100252陶明杰全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）319.00237.2071.43 189102876210100237陈晨全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）321.00234.8071.23 190102876210107718江凤祥全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）361.00209.8071.07 191102876210103279李丹卉全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）334.00225.0070.90 192102876210105564蒋俊全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）339.00221.3070.78 193102876210102930张华钦全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）325.00228.2070.53 194102876210103129戚兴江全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）344.00216.3070.45 195102876210100262杨泓基全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）329.00224.2070.27 196102876210103128潘松全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）318.00229.7070.08 197102876210103127翟晨全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）296.00242.8070.07 198102876210102729冯卓群全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）303.00238.5070.05第5页，共45页 199102876210100246吕洋全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）330.00222.1070.02 200102876210100255王志伟全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）323.00225.8069.93 201102876210100090杨柠泽全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）324.00225.0069.90 202102876210103280刘宝方全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）334.00218.7069.85 203102876210107343甘雨全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）328.00222.3069.85 204102876210103131王冲全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）333.00219.2069.83 205102876210104232张慧萍全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）346.00211.3069.82 206102876210100142穆维民全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）321.00226.0069.77 207102876210105563黄敏全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）320.00225.5069.58 208102876210100124黄炎全国统考航空宇航学院航空工程（专业学位）308.00231.3069.35