A Stellar Wind Bubble Coincident with the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937 Are Magneta

a r X i v :a s t r o -p h /0501563v 1 26 J a n 2005

T O APPEAR IN The Astrophysical Journal (Letters)

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A STELLAR WIND BUBBLE COINCIDENT WITH THE ANOMALOUS X-RAY PULSAR 1E 1048.1–5937:ARE

MAGNETARS FORMED FROM MASSIVE PROGENITORS?

B.M.G AENSLER ,1N.M.M C C LURE -G RIFFITHS ,2M.S.O EY ,3M.H AVERKORN ,1J.M.D ICKEY 4

AND

A.J.G REEN 5

To appear in The Astrophysical Journal (Letters)

ABSTRACT

We present 21-cm H I observations from the Southern Galactic Plane Survey of the ?eld around the anoma-lous X-ray pulsar 1E 1048.1–5937,a source whose X-ray properties imply that it is a highly magnetized neutron star (a “magnetar”).These data reveal an expanding hydrogen shell,GSH 288.3–0.5–28,centered on 1E 1048.1–5937,with a diameter of 35×23pc (for a distance of 2.7kpc)and an expansion velocity of ≈7.5km s ?1.We interpret GSH 288.3–0.5–28as a wind bubble blown by a 30–40M ⊙star,but no such central star can be readily identi?ed.We suggest that GSH 288.3–0.5–28is the wind bubble blown by the massive pro-genitor of 1E 1048.1–5937,and consequently propose that magnetars originate from more massive progenitors than do radio pulsars.This may be evidence that the initial spin period of a neutron star is correlated with the mass of its progenitor,and implies that the magnetar birth rate is only a small fraction of that for radio pulsars.Subject headings:ISM:bubbles —ISM:individual (GSH 288.3–0.5–28)—pulsars:individual (1E 1048.1–

5937)—radio lines:ISM —stars:winds,out?ows —stars:neutron

1.INTRODUCTION

The last decade has revealed remarkable diversity in the young neutron star population:radio pulsars,soft γ-ray re-peaters (SGRS),anomalous X-ray pulsars (AXPs)and cen-tral compact objects (CCOs)are all now known to be po-tential compact remnants of core-collapse supernovae (e.g.,Kaspi &Helfand 2002).While the CCOs remain enigmatic,the AXPs and SGRs are now both believed to be popula-tions of “magnetars”,neutron stars whose persistent X-ray emission and occasional X-and γ-ray bursts are powered by the energy associated with extreme surface magnetic ?elds, 1015G (see Woods &Thompson 2005,for a review).

The low Galactic latitudes and the associations of some of these sources with supernova remnants (SNRs)make it clear that magnetars are young neutron stars (Gaensler et al.2001).However,what is not clear is why some neutron stars are “normal”radio pulsars,while others are X-and γ-ray emitting magnetars.The physical distinction cannot simply be the strength of the dipole magnetic ?eld,since there is now a small population of radio pulsars whose dipole ?eld strengths (as inferred from their spin down)are at magnetar-like levels,but which have completely different X-ray charac-teristics (Pivovaroff et al.2000;Kaspi &McLaughlin 2005).Amongst the possibilities suggested to explain the differences between these two populations are that the magnetic ?elds of radio pulsars and magnetars differ in their geometry or ori-entation (e.g.,Zhang &Harding 2000;Kulkarni et al.2003),that magnetars originate from more massive progenitors than do radio pulsars (Eikenberry et al.2004),that high-?eld radio pulsars are quiescent magnetars (Kaspi &McLaughlin 2005),or that radio pulsars and magnetars form an evolutionary se-quence (Lyne 2004;Heyl &Hernquist 2005).

1

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,60Garden Street MS-6,Cambridge,MA 02138;bgaensler@https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html,

2Australia Telescope National Facility,CSIRO,PO Box 76,Epping,NSW 1710,Australia

3Department of Astronomy,University of Michigan,830Dennison Build-ing,Ann Arbor,MI 48103

4Physics Department,University of Tasmania,GPO Box 252-21,Hobart,Tasmania 7001,Australia

5School of Physics,University of Sydney,NSW 2006,Australia

The environments of magnetars provide unique constraints on their origin and evolution.Here we present H I obser-vations of the interstellar medium (ISM)surrounding the AXP 1E 1048.1–5937(Gavriil &Kaspi 2004,&references therein),which show that this source is possibly associated with a large expanding H I shell.This association strengthens the possibility that magnetars are formed from more massive progenitor stars than are radio pulsars.

2.OBSERV ATIONS

The H I data shown here were taken from the Southern Galactic Plane Survey (SGPS;McClure-Grif?ths et al.2005),which has mapped H I and 1.4-GHz continuum emission in

the range 253?≤l ≤358?,|b |≤1.?

5,at a resolution of ≈2′

.The survey combines interferometric data from the Aus-tralia Telescope Compact Array with single-dish data from the Parkes 64-m radio telescope,giving sensitivity to a wide range of spatial scales.The ?nal spectral line data-set has a velocity resolution of ～0.8km s ?1and a sensitivity of ～2K.

The SGPS reveals a striking cavity in H I ,almost centered

on the position of 1E 1048.1–5937(namely l =288.?

3,b =?0.?

5),as shown in Figure 1.The shell has a central velocity relative to the Local Standard of Rest (LSR)V =?28km s ?1;we thus designate this object GSH 288.3–0.5–28.At this central velocity,the major and minor axes of GSH 288.3–0.5–28are 45′and 29′,respectively.The images of l ver-sus V and b versus V ,also shown in Figure 1,demonstrate that GSH 288.3–0.5–28is expanding,at a velocity V exp ≈7.5km s ?1.GSH 288.3–0.5–28is seen in multiple velocity planes,shows a high contrast between its walls and interior,and changes in angular extent as a function of velocity.It thus meets all the standard criteria for H I shells in the ISM (see McClure-Grif?ths et al.2002).

Standard rotation curves (e.g.,Brand &Blitz 1993)forbid systemic motions having the central velocity observed for GSH 288.3–0.5–28,indicating signi?cant deviations from cir-cular rotation in this region.However,the shell’s central ve-locity matches the observed terminal velocity in this direc-tion,which allows us to estimate a distance of 2.7kpc from geometry alone.We assume that random cloud motions on the order of 6km s ?1contribute to an error in the distance es-

2GAENSLER ET AL

timate on the order of40%,or1kpc.Incorporating both this distance uncertainty and the non-circular shape of the shell, we adopt a radius R=14±7pc.By integrating along a num-ber of lines of sight through the shell walls and then subtract-ing a mean background,we?nd an average hydrogen column density through the shell walls of(2.5±0.6)×1020cm?2. If this material uniformly?lled the region into which the shell has expanded,the implied ambient number density is n0≈17±9cm?3.

3.INTERPRETATION

3.1.The Nature of GSH288.3–0.5–28

Shells like GSH288.3–0.5–28are common,and result from the effect of massive stars on the ISM.Speci?cally, GSH288.3–0.5–28could be an H II region,a SNR,or a stellar wind bubble.Below we brie?y consider these possibilities The photoionizing?ux needed to maintain an H II region is N?=4πR3n20α/3,whereα≈3×10?13cm3s?1is the re-combination coef?cient for hydrogen(Osterbrock1989).For the observed values of R and n0,we require N?～(3±2)×1049s?1.This is consistent with the ionizing?uxes of the earliest-type stars,but such a source would also have a radio ?ux of>100Jy at decimeter wavelengths.A radio contin-uum image of this region shows no such emission associated with GSH288.3–0.5–28(Green et al.1999).

For the observed values of n0,R and V exp,a SNR in the Sedov or radiative phases requires an initial explosion energy of～5×1049or～1050ergs,respectively.These estimates are both well below the typical supernova explosion energy of1051ergs,making this interpretation unlikely.There is also no evidence in deep archival observations for any radio or X-ray SNR associated with1E1048.1–5937(see Gaensler et al. 2001).

The remaining possibility is that GSH288.3–0.5–28is a wind-driven https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html,ing the wind bubble solution of Weaver et al.(1977),during the energy-conserving phase of expansion we expect that R=0.76(L w/ρ0)1/5t3/5,where t is the age of the bubble,L w is the wind luminosity of the central star,andρ0is the density of the ambient medium. Since V exp=dR/dt,we?nd L w≈(4±2)×1035ergs s?1and t=1.1±0.5Myr.The luminosity of the wind is a strong function of mass,allowing a reasonable typing of the associ-ated central object(assuming only one star powers this bub-ble).In this case,an appropriate central source is an O6V star, with a mass-loss rate˙M≈2×10?7M⊙yr?1(de Jager et al. 1988),a wind velocity≈2500km s?1(Prinja et al.1990),and a zero-age main sequence(ZAMS)mass of30–40M⊙(e.g., Massey et al.2002;Ostrov&Lapasset2003).

3.2.GSH288.3–0.5–28and Carina OB1

We have shown that GSH288.3–0.5–28is most likely pow-ered by the wind of a massive star at a distance of2.7±1kpc. But can we identify the central star responsible for this bub-ble?There are many massive stars in this direction and at this distance,most of which are part of the association Carina OB1 at a distance of～2.5kpc(e.g.,Humphreys1978).However, we now argue that GSH288.3–0.5–28is unassociated with, and probably more distant than,the stars in Car OB1. First,the collective winds of the massive stars in Car OB1 correspond to a total luminosity of～8×1037ergs s?1(Abbott 1982).Combined with the powerful winds from stars in the nearby clusters Tr14and Tr16,this should power a much larger expanding superbubble.Indeed such a larger shell,100–200pc across,has been identi?ed in ionized,neutral and molecular gas(Cowie et al.1981;Rizzo&Arnal1998).Any individual star in this vicinity will not sweep up a neutral shell of its own but will contribute to the overall ionized supershell. Since the properties of GSH288.3–0.5–28are consistent with a single star sweeping up neutral gas,it seems unlikely that this shell is in the vicinity of Car OB1.

Second,the visual extinction toward the stars in Car OB1 is low,A V 3(Humphreys1978;Hoekzema et al.1992).At this extinction and distance,a massive star should be clearly detected at the center of GSH288.3–0.5–28.For exam-ple,the O6V star considered above would have a magnitude V 9.We have performed an exhaustive search for such sources(e.g.,Humphreys1978;Forte&Orsatti1981;Reed 1998;Kaltcheva2003),from which the only catalogued mas-sive star projected near the center of GSH288.3–0.5–28is IX Car(HD94096;see Fig.1),an M2Iab star with a mass of～20M⊙.The distance estimated to IX Car of～1.6kpc and its LSR radial velocity of–17km s?1(Humphreys1978) suggestthat it is a foreground object.Other massive stars in the vicinity,such as HD93843,HD94230,HD305599and LS1976,all lie on the very edge or outside of GSH288.3–0.5–28in projection.

Finally,the photoionization from stars in Car OB1,most notably the O5III star HD93843,should fully ionize the shell. If we assume that the shell thickness is20%of its radius, the edges of the shell should show Hαemission at a sur-face brightness of thousands of rayleighs.We have exam-ined sensitive images of this region(e.g.,Buxton et al.1998; Gaustad et al.2001);these show no Hαemission associated with GSH288.3–0.5–28down to much lower surface bright-ness limits.We therefore believe that GSH288.3–0.5–28 is not exposed to the high ionizing?uxes associated with Car OB1,but likely has a higher extinction than and is be-hind these coincident stars.

An important point is that the high extinction that we have invoked only need imply a slightly larger distance for the H I shell than for Car OB1,since extinction in this direction has little correspondence with distance.This is clear from con-sideration of the～30Wolf-Rayet(WR)stars within3?of GSH288.3–0.5–28(van der Hucht2001).For stars from this sample with distances in the range1.7–3.7kpc as appropriate for GSH288.3–0.5–28,A V can be as high as6–7.

3.3.The Central Source Associated with GSH288.3–0.5–28 If GSH288.3–0.5–28is not associated with any of the known bright stars in this direction,what is powering it?If the extinction to GSH288.3–0.5–28is signi?cantly higher than to the stars in Car OB1,its associated star might not be obvious. We?rst consider K or M supergiants,which should be promi-nent in the near-infrared—we estimate a1.3-μm magnitude J 6.5for a red supergiant at the distance to GSH288.3–0.5–28.However,using the2MASS point source catalog (Cutri et al.2003),we?nd no candidates for such a source inside GSH288.3–0.5–28,other than IX Car(see§3.2).We searched for faint OB stars by considering the Tycho-2cat-alog(H?g et al.2000),which is90%complete down to a V magnitude of11.5.We assume that any massive star with A V 4in this well-studied region would have been classi?ed in earlier efforts,and so only consider stars with A V

4.For standard reddening,this implies a color excess E B?V 1.3 and hence for OB stars B?V≥1.Just nine such stars from the Tycho-2catalog lie within the perimeter of GSH288.3–0.5–28,of which three are K or M stars with low extinction,

ARE MAGNETARS FORMED FROM MASSIVE PROGENITORS?3

four have high proper motions which indicate that they are foreground objects,one is a foreground B1V star(LS1956) which is heavily reddened,and one has near infrared mag-nitudes from2MASS which are inconsistent with it being a massive star at the distance to GSH288.3–0.5–28.

It is certainly possible that stars too faint to be in the Tycho-2catalog could also be candidates.While we thus accept that we cannot make a de?nitive identi?cation using available data,there is one remaining source,namely the AXP1E1048.1–5937,which we argue below represents a viable association with GSH288.3–0.5–28.If1E1048.1–5937generates a wind powered by its spin-down,as do many radio pulsars,then its spin parameters imply only L w～4×1033ergs s?1(Gavriil&Kaspi2004).This is far too low to be responsible for the surrounding shell.However,an intriguing alternative is that GSH288.3–0.5–28was blown by the star whose collapse formed1E1048.1–5937.As for associations between pulsars and SNRs,the likelihood of this association should be judged by geometric correspondence,agreement in distance and age,and evidence for physical interaction.

First considering geometry,it is clear from Figure1that 1E1048.1–5937is close to the center of GSH288.3–0.5–28in projection.Isolated neutron stars generally have high space velocities, 300km s?1(Arzoumanian et al.2002),6 so that any neutron star older than～100kyr will have moved far from its progenitor’s wind bubble.Thus the as-sociation is only viable if we can argue independently that 1E1048.1–5937is extremely young.Indeed there is good ev-idence that this is the case,since associations with SNRs for other AXPs argue that these sources all have ages 10kyr (Gaensler et al.1999,2001).In this case the AXP should be centrally located in any progenitor wind bubble,as ob-served.We note that the“characteristic age”of1E1048.1–5937,P/2˙P≈4kyr(Gavriil&Kaspi2004),is indeed small (where P is the star’s spin period).7However,we caution that this and other magnetars do not spin down like normal radio pulsars(Thompson et al.2000;Gavriil&Kaspi2004),so this age estimate does not provide independent evidence for youth. Second,we consider distance estimates.The systemic ve-locity of GSH288.3–0.5–28puts it at2.7±1kpc.No dis-tance estimates exist for1E1048.1–5937,except for the fact that the absorbing column of hydrogen inferred from its X-ray spectrum,N H≈1.1×1022cm?2(e.g.,Tiengo et al.2002),is much higher than that for the Carina complex(which includes Car OB1)at a distance of≈2.5kpc.It has thus been argued that2.5kpc is a?rm lower limit on the distance to this source (?zel et al.2001).However,the high column to1E1048.1–5937is still compatible with the distance to GSH288.3–0.5–28.For standard gas to dust ratios,N H≈1.1×1022cm?2 implies a visual extinction A V≈5.8(Wang&Chakrabarty 2002).The WR catalogue of van der Hucht(2001)demon-strates that this level of extinction is consistent with distances in the range～2?12kpc in this region,so is easily reconciled with the distance to GSH288.3–0.5–28.

Third,we need to determine if the age of GSH288.3–0.5–28is consistent with that expected for the progenitor of 1E1048.1–5937.A star with a ZAMS mass of～30?40M⊙and solar metallicity lives for～5?6Myr(e.g.,Meynet et al. 1994).Since the age of the AXP is negligible in compari-6We note that no velocity measurements yet exist speci?cally for magne-tars(Gaensler et al.2001).

71E1048.1–5937experiences signi?cant torque variations;we have adopted the long-term average for˙P.son,this should also be the age of the surrounding bubble. However,in§3.1,we esimated an age for the shell of1.1±0.5Myr.There is clearly a large discrepancy between these two estimates.However,this same age problem has been ob-served for many other H I shells around individual massive stars(e.g.,Gervais&St-Louis1999;Cappa&Herbstmeier 2000).There is no simple resolution to this discrepancy,al-though in some cases it may be explained by a“blow out”into a lower density environment(Oey&Smedley1998).We conclude that any discrepancy between the ages estimated for GSH288.3–0.5–28and for the progenitor of1E1048.1–5937 is not a strong argument against their association.

Finally,we consider direct physical evidence that 1E1048.1–5937and GSH288.3–0.5–28are associated. Young neutron stars should be embedded in young SNRs,but for1E1048.1–5937no such SNR is observed(Gaensler et al. 2001).A simple explanation is that the associated SNR is expanding into a low density bubble,so that it does not yet produce observable emission(e.g.,Ciotti&D’Ercole1989). Thus from the absence of a SNR,it is reasonable to expect that1E1048.1–5937should show evidence for a surrounding cavity:GSH288.3–0.5–28clearly ful?lls this prediction.For a SNR shock velocity of5000km s?1,the blast wave should impact the shell walls～3kyr after core collapse.The lack of any radio or X-ray emission from this event requires the neutron star to be younger than this,consistent with the small ages expected for AXPs.

To summarize,a very young neutron star with a massive progenitor should be centrally located in an expanding H I shell,with no evidence for a surrounding SNR.This is ex-actly what we observe for GSH288.3–0.5–28and1E1048.1–5937.Both sources are consistent with being at a distance of ～3kpc,behind～6magnitudes of optical extinction.

4.IMPLICATION FOR MAGNETARS

As explained in§1,a fundamentally unresolved issue in the study of compact objects is why some neutron stars are ordinary radio pulsars,while others are magnetars.Since the initial mass function(IMF)sharply declines with increas-ing ZAMS mass,most neutron star progenitors will have masses near the minimum mass for core collapse,i.e.,8–9M⊙.We have presented evidence here that the progeni-tor of AXP1E1048.1–5937was considerably more massive than this.For some SGRs,possible associations with massive star clusters similarly argue for high-mass progenitors(e.g., Klose et al.2004;Eikenberry et al.2004).

We thus propose that the difference between normal pul-sars and magnetars is the progenitor mass.We note that mas-sive( 25M⊙)stars do not always form black holes:for solar metallicity,mass loss causes single stars heavier than ～60M⊙to form neutron stars(Heger et al.2003);a pro-genitor of lower mass(25?40M⊙)whose binary companion strips its outer envelope before core collapse can also form a neutron star(Fryer&Kalogera2001).

Why should massive stars form magnetars? Duncan&Thompson(1992)and Thompson&Duncan (1993)argue that magnetars result from rapidly rotating (P～1ms)proto-neutron stars,in which an ef?cient large-scale dynamo operates in the?rst few seconds after birth, generating a super-strong magnetic?eld with signi?cant multipolar components.Heger et al.(2005)have recently carried out a series of calculations of differentially rotating magnetized supernova progenitors.They?nd that magnetic torques are especially effective at transferring angular mo-

4GAENSLER ET AL

mentum away from the stellar core during the red supergiant and helium burning phases of evolution.For progenitors with masses～10?15M⊙,this results in neutron stars with initial periods～10?15ms,too slow to generate magnetar-like?elds.However for more massive stars,the reduced time interval between hydrogen depletion and the supernova results in limited braking of the core,producing much more rapidly spinning neutron stars.For example,a 35M⊙progenitor results in a neutron star of initial period 3ms,in the range needed to give birth to a magnetar. Within this scenario,we can immediately make a predic-tion as to the relative birth rates of radio pulsars versus mag-netars.For argument’s sake,we suppose that the mass cut between normal pulsars and magnetars is at a ZAMS mass of 25M⊙.Then for an IMF of slopeα=2.35for massive stars (dN/dM∝M?α;Massey2003),only～20%of progenitors can potentially form magnetars.Since～50%of progenitors heavier than25M⊙will form black holes(Heger et al.2003),we infer that the magnetar birth rate is～10%of that of ra-dio pulsars.The birth rate estimated from observations of the existing populations of AXPs and SGRs is already compara-ble to this(Kouveliotou et al.1994;Gaensler et al.1999).If magnetars indeed form from massive progenitors,we antici-pate that there is no substantial population of such sources yet to be identi?ed(cf.,Ibrahim et al.2004).

We thank Cristina Cappa,Chris Fryer,Andrew Melatos and Chris Thompson for useful discussions,and Paul Price for supplying Hαdata.The Australia Telescope is funded by the Commonwealth of Australia for operation as a National Fa-cility managed by CSIRO.This paper has used the CDS SIM-BAD and VizieR Catalogue Services,and NASA’s ADS and SkyView facilities. B.M.G.is supported by NASA through LTSA grant NAG5-13032.

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?zel,F.,Psaltis,D.,&Kaspi,V.M.2001,ApJ,563,255

Pivovaroff,M.,Kaspi,V.M.,&Camilo,F.2000,ApJ,535,379

Prinja,R.K.,Barlow,M.J.,&Howarth,I.D.1990,ApJ,361,607

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Woods,P.M.&Thompson,C.2005,in Compact Stellar X-ray Sources,ed. W.H.G.Lewin&M.van der Klis(Cambridge:Cambridge University Press),in press(astro-ph/0406133)

Zhang,B.&Harding,A.K.2000,ApJ,535,L51

ARE MAGNETARS FORMED FROM MASSIVE PROGENITORS?5

F I

G .1.—

H

I in the ?eld of the AXP 1E 1048.1–5937,from SGPS data.The three panels plot the surface brightness of H I as a function of Galactic longitude,Galactic latitude and LSR velocity.Each greyscale ranges between –10and +78Jy beam ?1,as shown by the scale bar on the upper right.The spatial resolution of the data are 142′′×125′′,while the velocity resolution is 0.82km s ?1.The upper right panel shows the image plane at an LSR velocity of –28km s ?1;the

positions of 1E 1048.1–5937and of the star IX Car are marked by a cross and a star,respectively.The left panel shows a b ?v diagram at l =288.

?25;the lower panel shows a l ?v diagram at b =?0.?52.

Wind资讯金融终端板块分析使用说明

Wind 资讯金融终端 板块分析使用说明 上海万得信息技术有限公司 Shanghai Wind Information Co., Ltd. 地 址: 上海市浦东新区福山路33号建工大厦9楼 邮编Zip: 200120 电话T el: (8621) 6888 2280 传真Fax: (8621) 6888 2281 Email: sales@https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html, https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html, ——中国金融数据及解决方案首席服务商

目录 1板块分析概述 (1) 1.1板块数据浏览器 (1) 1.2板块行情序列 (2) 1.3板块财务纵比 (3) 2板块分析使用操作 (4) 2.1板块数据浏览器使用操作 (4) 2.1.1模块入口 (4) 2.1.2指标选择 (5) 2.1.3板块选择 (5) 2.1.4输出结果操作 (6) 2.1.5功能键说明 (6) 2.2板块行情序列使用操作 (7) 2.2.1模块入口 (7) 2.2.2指标选择 (7) 2.2.3板块选择 (7) 2.2.4输出结果操作 (7) 2.2.5功能键说明 (8) 2.3板块财务纵比使用操作 (8) 2.3.1模块入口 (8) 2.3.2指标选择 (8) 2.3.3板块选择 (8) 2.3.4输出结果操作 (8) 2.3.5功能键说明 (8) 3公司介绍 (9)

1板块分析概述 板块分析是用于行业、指数、自定义板块等总体指标的计算，如计算全部A股的市盈率等，还可以实现总体指标的时间序列分析、横向对比等功能。 1.1板块数据浏览器 板块数据浏览器主要用于市场板块（全部A股、上证180、上证50、沪深300等）、行业板块（GICS行业、申万行业、证监会行业等）等相应板块的截面数据的提取，如板块的行情指标、财务指标、估值指标等。

40首古诗词译文及赏析

40首古诗词译文及赏析 1、汉江临泛/ 汉江临眺 唐代：王维 楚塞三湘接，荆门九派通。 江流天地外，山色有无中。 郡邑浮前浦，波澜动远空。 襄阳好风日，留醉与山翁。 译文 汉江流经楚塞又折入三湘，西起荆门往东与九江相通。远望江水好像流到天地外，近看山色缥缈若有若无中。 岸边都城仿佛在水面浮动，水天相接波涛滚滚荡云空。襄阳的风光的确令人陶醉，我愿在此地酣饮陪伴山翁。 鉴赏 此诗可谓王维融画法入诗的力作。 “楚塞三湘接，荆门九派通”，语工形肖，一笔勾勒出汉江雄浑壮阔的景色，作为画幅的背景。春秋战国时期，湖北、湖南等地都属于楚国，而襄阳位于楚之北境，所以这里称“楚塞”。“三湘”，一说湘水合漓水为漓湘，合蒸水为蒸湘，合潇水为潇湘，合称三湘；一说为湖南的湘潭、湘阴、湘乡。古诗文中，三湘一般泛称今洞庭湖南北、湘江一带。“荆门”，山名，在今湖北宜都县西北。“九派”，指长江的九条支流，相传大禹治水，开凿江流，使九派相通。诗人泛舟江上，纵目远望，只见莽莽古楚之地和从湖南方面奔涌而来的“三湘”之水相连接，汹涌汉江入荆江而与长江九派汇聚合流。诗虽未点明汉江，但足已使人想象到汉江横卧楚塞而接“三湘”、通“九派”的浩渺水势。诗人将不可目击之景，予以概写总述，收漠漠平野于纸端，纳浩浩江流于画边，为整个画面渲染了气氛。 “江流天地外，山色有无中”，以山光水色作为画幅的远景。汉江滔滔远去，好像一直涌流到天地之外去了，两岸重重青山，迷迷蒙蒙，时隐时现，若有若无。前句写出江水的流长邈远，后句又以苍茫山色烘托出江势的浩瀚空阔。诗人着墨极淡，却给人以伟丽新奇之感，其效果远胜于重彩浓抹的油画和色调浓丽的水彩。而其“胜”，就在于画面的气韵生动。王世贞说：“江流天地外，山色有无中，是诗家俊语，却入画三昧。”说得很中肯。而“天地外”、“有无中”，又为诗歌平添了一种迷茫、玄远、无可穷尽的意境，所谓“含不尽之意见于言外”。首联写众水交流，密不间发，此联开阔空白，疏可走马，画面上疏密相间，错综有致。 接着，诗人的笔墨从“天地外”收拢，写出眼前波澜壮阔之景：“郡邑浮前浦，波澜动远空。”正当诗人极目远望，突然间风起浪涌，所乘之舟上下波动，眼前的襄阳城郭也随着波浪在江水中浮浮沉沉。风越来越大，波涛越来越汹涌，浪拍云天，船身颠簸，仿佛天空也为之摇荡起来。风浪之前，船儿是平缓地在江面行驶，城郭是静止地立于岸边，远空是不动地悬于天际；风浪忽至，一切都动了起来。这里，诗人笔法飘逸流动。明明是所乘之舟上下波动，却说是前面的城郭在水面上浮动；明明是波涛汹涌，浪拍云天，却说成天空也为之摇荡起来。诗人故意用这种动与静的错觉，进一步渲染了磅礴水势。“浮”、“动”两个动词用得极妙，使诗人笔下之景活起来了，诗也随之飘逸起来了，同时，诗人的一种泛舟江上的怡然自得的心态也从中表现了出来，江水磅礴的气也表现了出来。诗人描绘的景象是泛舟所见，舟中人产生了一种动荡的错觉，这种错觉也正好符合诗句中的汉水的描写，所以这两个词用得极其恰当。 “襄阳好风日，留醉与山翁。”山翁，即山简，晋人。《晋书·山简传》说他曾任征南将军，镇守襄阳。当地习氏的园林，风景很好，山简常到习家池上大醉而归。诗人要与山简共谋一醉，流露出对襄阳风物的热爱之情。此情也融合在前面的景色描绘之中，充满了积极乐观的情绪。尾联诗人直抒胸臆，表达了留恋山水的志趣。 这首诗给读者展现了一幅色彩素雅、格调清新、意境优美的水墨山水画。画面布局，远近相映，疏密相间，加之以简驭繁，以形写意，轻笔淡墨，又融情于景，情绪乐观，这就给人以美的享受。王维同时代的殷璠在《河岳英灵集》中说：“维诗词秀调雅，意新理惬，在泉为珠，着壁成绘。”此诗很能体现这一特色。同时，也

财务软件的操作计划流程与系统初始化

《会计实务训练与考核》 电算化部分上机指南 目录 第一章财务软件的操作流程 1 第二章系统初始化 2 第三章日常业务处理 7 第四章 UFO报表 13 第五章现金流量表 17 用友财务软件应用指南 用友ERP-U8是由用友软件股份有限公司开发的，是目前国内使用最多的软件，国内用户已近40万家，徐州用户近2000家。用友ERP-U8的产品专门多，包括财务产品、供应链产品、财务业务一体化、WEB购销存、治理驾驶舱等等。本次考核由于时刻和

手工操作内容的限制，我们只选择与手工操作配套的部分，即财务产品中的系统治理、总账系统和UFO报表等。 财务软件的操作流程 第二章系统初始化 一、建立账套

为实施企业建立一整套包括业务处理规则、证、账、表等的一套账。这项工作在系统治理模块下完成。系统治理模块提供了一个系统集中治理的操作平台，包括新建账套、新建年度账、账套修改和删除、账套备份，操作员的建立、角色的划分和权限的分配等功能。系统治理的使用者为企业的信息治理人员：系统治理员（Admin）和账套主管。 第一步用户登录注册； ①选【开始】--【程序】--【用友ERP-U8】--【系统服务】--【系统治理】，进入系统治理模块； ②选【系统】--【注册】，进入登录系统界面。 在“操作员”栏：输入注册身份：admin↙ 在“密码”栏输入密码：密码为空，直接按回车键。 在“账套”栏：选入备选数据源。 第二步设置用户（建账前先指定用户，便于为所建账套指定账套主管）； 以系统治理员（Admin）身份注册后， 选【权限】--【用户】，增加两位用户：自己(账套主管)和合作者（负责审核凭证） 第三步建立账套

Wind资讯金融终端行情序列使用说明

Wind 资讯金融终端 行情序列使用说明 上海万得资讯科技有限公司 Shanghai Wind Information Co., Ltd. 地 址: 上海市浦东新区福山路33号建工大厦9楼 邮编Zip: 200120 电话Tel: (8621) 6888 2280 传真Fax: (8621) 6888 2281 Email: sales@https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html, https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html, ——中国金融数据及工具首席服务商

目录 1行情序列简介 (1) 2进入“行情序列”模块 (1) 3行情序列使用说明 (2) 3.1选择证券 (3) 3.2选择指标 (6) 3.3选择时间 (7) 3.4选择格式 (8) 3.5选择输出方式 (9) 3.6导出数据 (11)

1行情序列简介 行情序列是专用的行情数据导出工具。用户可以定义各种要素进行数据导出，包括证券类型、行情指标、时间范围、时间单位、数据组织方式、数据文件格式等。 股票行情指标包括：开盘价、收盘价、最高价、最低价、涨跌、涨跌幅、成交量、PE 市盈率、PB市净率、总股本、流通股本、总市值等。 基金行情指标包括：开盘价、收盘价、最高价、最低价、涨跌、涨跌幅、成交量、单位净值、累计净值等。 指数行情指标包括：开盘价、收盘价、最高价、最低价、涨跌、涨跌幅、成交金额等。2进入“行情序列”模块 可以通过首页“股票>>多维数据>>行情序列”或者菜单“股票>>多维数据>>行情序列”进入该模块。

3行情序列使用说明 行情序列的使用可以分为六个步骤：选择证券、选择指标、选择时间、选择格式、选择输出方式、导出数据。

Wind资讯金融终端快讯(2011年6月)

Wind资讯金融终端2011 （2011年6月升级快讯） 、

目录 1本期总结 (2) 1.1改进功能列表 (3) 2WIND资讯互动金融社区 (4) 3股票改进 (5) 3.1股票资金流向 (5) 3.2股票技术指标增强 (6) 4债券改进 (7) 4.1C HINA MONEY 实时收益率曲线 (7) 4.2风险缓释工具（CRM） (8) 4.3香港人民币债券（CNHB） (9) 5★期货活跃合约 (10) 5.1期货活跃合约 (10) 5.2全球商品概览（8）改进 (11) 6基金FACTSHEET (12) 7指数改进 (13) 7.1增加上证\深圳指数综合屏 (13) 7.2增加中证\巨潮指数综合屏 (14) 7.3增加恒生指数综合屏 (15) 8实时滚动新闻 (16) 9★EDB改进--云数据管理 (17) 9.1EDB改进—模板功能加强 (18) 9.2EDB改进—计算功能加强 (18) 9.3EDB改进—图形功能加强 (19) 9.4EDB改进—快捷键功能增强 (19) 10EXCEL插件：交易函数+更多模板 (20) 11多屏功能 (21) 【公司介绍】 (22)

1本期总结 春夏之交的6月，Wind资讯金融终端迎来了2011年的第一次升级，暨2011版发布，我们期待全新的金融终端能给您带来愉悦的使用体验。通过本次升级，我们在股票模块、债券模块、期货模块、基金模块、新闻情报、宏观行业、EXCEL插件、等方面都有着力提升。

1.1 改进功能列表

2Wind资讯互动金融社区 【Wind资讯金融风，风从东方来】 【新锐，新知，新体验】 金融之风正从东方吹来，Wind资讯乘上移动互联新媒体，推出全新体验的Wind金融风，实现我们对金融资讯的新锐、新知的理解； ●实时更新内容，首页NEW导航，点击可直接跳转 ●左键点击自助翻页 ●左键拖放，想看哪，翻哪 ●键盘“←→”,便捷翻页 ●点击标题，新闻、培训报名、研究报告全搞定

高考语文必备古诗文(含翻译及赏析)

19观沧海 作者：曹操 东临碣石，以观沧海。 水何澹澹，山岛竦峙。 树木丛生，百草丰茂。 秋风萧瑟，洪波涌起。 日月之行，若出其中。 星汉灿烂，若出其里。 幸甚至哉，歌以咏志。 白话译文： 东行登上碣石山，来观赏那苍茫的海。 海水多么宽阔浩荡，山岛高高地挺立在海边。 树木和百草丛生，十分繁茂， 秋风吹动树木发出悲凉的声音，海中涌着巨大的海浪。 太阳和月亮的运行，好像是从这浩瀚的海洋中发出的。 银河星光灿烂，好像是从这浩瀚的海洋中产生出来的。 我很高兴，就用这首诗歌来表达自己内心的志向。 赏析 借景抒情，把眼前的海上景色和自己的雄心壮志很巧妙地融合在一起。《观沧海》的高潮放在诗的末尾，它的感情非常奔放，思想却很含蓄。不但做到了情景交融，而且做到了情理结合、寓情于景。因为它含蓄，所以更有启发性，更能激发我们的想像，更耐人寻味。过去人们称赞曹操的诗深沉饱满、雄健有力，“如幽燕老将，气韵沉雄”，从这里可以得到印证。全诗的基调为苍凉慷慨的，这也是建安风骨的代表作。 20饮酒（其五） 作者：陶渊明 结庐在人境，而无车马喧。 问君何能尔？心远地自偏。 采菊东篱下，悠然见南山。

山气日夕佳，飞鸟相与还。 此中有真意，欲辨已忘言。 白话译文： 我家建在众人聚居的繁华道，可从没有烦神应酬车马喧闹。 要问我怎能如此之超凡洒脱，心灵避离尘俗自然幽静远邈。 东墙下采撷清菊时心情徜徉，猛然抬头喜见南山胜景绝妙。 暮色中缕缕彩雾萦绕升腾，结队的鸟儿回翔远山的怀抱。 这之中隐含的人生的真理，想要说出却忘记了如何表达。 赏析 本诗是陶渊明组诗《饮酒》二十首中的第五首。诗的意象构成中景与意会，全在一偶然无心上。‘采菊’二句所表达的都是偶然之兴味，东篱有菊，偶然采之；而南山之见，亦是偶尔凑趣；山且无意而见，菊岂有意而采？山中飞鸟，为日夕而归；但其归也，适值吾见南山之时，此亦偶凑之趣也。这其中的“真意”，乃千圣不传之秘，即使道书千卷，佛经万页，也不能道尽其中奥妙，所以只好“欲辨已忘言”不了了之。这种偶然的情趣，偶然无心的情与景会，正是诗人生命自我敞亮之时其空明无碍的本真之境的无意识投射。大隐隐于市，真正宁静的心境，不是自然造就的，而是你自己的心境的外化。 千古名句：“采菊东篱下，悠然见南山”，表达了诗人悠然自得、寄情山水的情怀。 21送杜少府之任蜀州 作者：王勃 城阙辅三秦，风烟望五津。 与君离别意，同是宦游人。 海内存知己，天涯若比邻。 无为在岐路，儿女共沾巾。 译文 古代三秦之地，拱护长安城垣宫阙。 风烟滚滚，望不到蜀州岷江的五津。

金蝶供应链初始化流程介绍-非常贴近财务人员

金蝶供应链初始化流程介绍-非常贴近财务人员

————————————————————————————————作者：————————————————————————————————日期：

第一部分 金蝶供应链初始化流程介绍 教学目的：通过学习掌握供应链与其他系统的联系 教学要求：了解各模块间的联系 教学重点、难点：供应链与其他系统的联系 教学内容：整体操作流程 整体操作流程 采购（进销售 （出收货通知单 发货通 知（出销售发票 工 资管理系 统 应付帐款系 统 仓存管理系 统 应收帐款系 统固定资产系 统 存货核算系 统 商机（服 务）系统

凭总帐

建立分支机建立门配置传 与其他模块进 存货核算

第二部分供应链系统初始化处理 教学目的：通过学习掌握如何建立一个新帐套并对其进行初始化设置 教学要求：①掌握供应链系统初始化流程及操作 ②了解系统参数的设置 ③熟悉各基础资料的设置 ④初始数据录入 教学重点、难点：①初始化操作流程 ②了解核算参数设置的含义 ③基础资料的设置 教学内容：初始化准备工作、初始化的操作流程 序言 1、什么是初始化？（提问：请尝试以自己的语言解释什么是初始化？） ◎名词解释：初始化就是完成手工与电脑系统的工作交接、数据交接、管理交接 2、初始化的重要作用和影响。（教材中说明） 一、初始化准备工作 1、新建帐套 2、在总帐系统进行引入会计科目工作 二、初始化流程 注意：供应链系统，只要在其中任意一个系统进行初始化，其他系统也会同时完成） 1、“工具”→“系统初始化”→“核算参数设置”(细讲各参数的设置对后日的影响) ◆核算方式

数据初始化全流程

数据初始化全流程 完成税控服务器上架后，需要对系统必要的数据进行初始化，具体流程如下 系统中操作流程如下： 一、添加服务器列表即添加核心板。具体流程如下： （1） 使用admin 登录税控服务器管理系统，点击左边菜单树中的“税控服务器管 理”-“税控服务器管理”，点击“添加服务器”标签，如下图所示： 注意： 服务器名称：服务器的名称 服务器型号：TCG-01S 税控服务器IP 地址：税控服务器的实际IP 地址 税控服务器端口号：12366 统一受理IP 地址：税局发票上传IP 地址 统一受理端口号：税局发票上传端口号 启用标志：主核心板的状态为“启用”，备用核心板状态为“停用”。 （2） 所有信息填写完毕后，点击上图中的”添加服务器信息“即可。 （3） 点击“服务器列表”标签，在操作栏，点击“ ”修改按钮，可将“服务器名 称”按照对应税号修改为纳税人名称，修改完毕后，点击“ ”进行保存即

可，截图如下： 二、在税号下创建分公司管理员。具体流程如下： （1）使用admin登录税控服务器管理系统，点击左边菜单树中的“税控服务器管理”-“税控服务器管理”，点击“服务器列表”标签，如下图所示： （2）点击上图中的“”管理按钮，进入到税控服务器管理界面，点击“系统管理”-“操作员管理”，进入到操作员管理界面，截图如下：

注意： 用户类型：选择管理员。 操作员代码：登录系统的用户帐号。 操作员名称：登录系统的用户人员名称。 启用标志：启用 （3）所有信息维护完毕后，点击“保存”即可。 三、使用分公司管理员创建开票终端。具体流程如下： （1）使用分公司管理员登录税控服务器管理系统，点击左边菜单树中的“开票终端管理”-“开票终端管理”，点击“添加开票终端”，如下图所示：

2014年高考语文诗歌鉴赏真题与翻译赏析详解汇编详解

2014年高考诗歌阅读真题与赏析资料汇编 一、（新课标卷Ⅰ）阅读下面这首宋词，完成8～9题。 阮郎归无名氏① 春风吹雨绕残枝，落花无可飞。小池寒渌欲生漪，雨晴还日西。 帘半卷，燕双归。讳愁无奈眉②。翻身整顿着残棋，沉吟应劫迟③。 [注]①作者一作秦观。②讳愁：隐瞒内心的痛苦。③劫：围棋术语。 8．词上半阕的景物描写对全词的感情抒发起了什么作用？请结合内容分析。(5分) 【试题答案】奠定了词的情感基调。春风吹雨，残红满地，词一开始就给人以掩抑低回之感； 接下来写风雨虽停，红日却已西沉，凄凉的氛围非但没有解除，反而又被抹上了一层暗淡的暮色。 【试题考点】鉴赏诗歌的表达技巧——结构作用 【试题解析】词的上阕主要在写景，描写的是凄凉的景象场面：丝丝细雨被和暖的春风吹送着， 飘洒在繁花落尽的树枝上。满地落花被雨水浇湿，再也飞舞不起来了。池塘里碧绿的水面上随风荡 起微微的波纹。雨晴了，一轮斜阳依旧出现在西方的天空上。在“哀”的暮春景色中，抒发的是一 种“哀”情，奠定了全词的感情基调。 9．末尾两句表现了词中人物什么样的情绪？是如何表现的？请简要阐述。(6分) 【试题答案】末尾两句表现了词中人物思绪纷乱、无法排遣的愁情。是通过人物自身的动作来 表现的。回身整理残棋并想续下，借以转移愁情，可又因心事重重，以致犹豫不决，落子迟缓。 【试题考点】分析评价诗歌的思想内容 【试题解析】下阕写当主人公在百无聊赖中卷起珠帘，恰恰看到燕子成双成对地飞来飞去。这更加勾起了女主人公的一怀愁绪。这种愁绪实在难以排遣，满心想加以掩饰，无奈却在紧蹙的双眉 中显露出来。于是只好强打精神，翻身起来，继续下那盘没有下完的棋。岂料应劫之际，她竟然举 棋不定，沉吟半晌，难以落子。最后两句借续下残棋的动作来表达自己难以排遣的愁情。 【《阮郎归》诗歌赏析】“春风”二句起调低沉，一开始就给人以掩抑低回之感。春风吹雨已 自凄凉，而花枝已凋残矣，风雨仍依旧吹打不舍，景象更为惨淡。“落花无可飞”，写残红满地， 沾泥不起，比雨绕残枝，又进一层，表面上写景，实际上渗透着悲伤情绪。两句为全篇奠定了哀婉 的基调。 三、四句写雨霁天晴，按理色调应该转为明朗，情绪应该转为欢快。可是不然，词的感情旋律 仍旧脱离不了低调。盖风雨虽停，而红日却已西沉。因此凄凉的氛围非但没有解除，反而又被抹上 了一层暮色。 词的下阕，由写景转入抒情，仍从景物引起。“帘半卷，燕双归”，开帘待燕，亦闺中常事， 而引起下句如许之愁，无他，“双燕”的“双”字作怪耳。其中燕归又与前面的花落相互映衬。花 落已引起红颜易老的悲哀；燕归来，则又勾起不见所欢的惆怅。燕双人独。怎能不令人触景生愁， 于是迸出“讳愁无奈眉”。 一个警句。所谓“讳愁”，并不是说明她想控制自己的感情，掩抑内心的愁绪，而是言“愁” 的一种巧妙的写法。“讳愁无奈眉”，就是对双眉奈何不得，双眉紧锁，竟也不能自主地露出愁容，语似无理，却比直接说“愁上眉尖”艺术性高多了。 结尾二句，紧承“讳愁”句来。因为愁词无法排遣，所以她转过身来，整顿局上残棋，又从而 着之，借以移情，可是着棋以后，又因心事重重，落子迟缓，难以应敌。这个结尾通过词中人物自 身的动作，生动而又准确地反映了纷乱的愁绪。 二、（新课标卷II）古代诗歌阅读（11分） 阅读下面两首诗，完成8-9题。 含山店梦觉作 [唐]韦庄 曾为流离惯别家，等闲挥袂客天涯。灯前一觉江南梦，惆怅起来山月斜。 1

K3账套建账初始化流程知识讲解

K3账套新建流程 K3中间层帐套管理一、新建帐套 --帐套管理—新建按钮（白纸按钮）中间层开始操作流程：服务器电脑----程序--K3帐套号、帐套名不能重复但可修改，但帐套类型选择标准供应链解决方案不注意点： 10分钟的时间。—可更改，建账大约需要5

二、设置参数和启用帐套帐套管理—设置按钮中间层开始操作流程：服务器电脑----程序--K3--公司名称可改，其他参数在帐套启用后即不可更改（包括总账启用期间）注意点：数据库尚未完成建账初始化，系统不易引发的错误：如果帐套未启用就使用，系统会报错。能使用 三、用户管理：新建用户、功能授权． 操作流程：K3主控台—进入相应帐套—系统设置—用户管理 1、用户组：注意系统管理员组与一般用户组的区别 2、新建用户 操作流程： K3主控台—进入相应帐套—系统设置—用户管理—用户按钮—用户菜单—新建用户

、注意系统管理员的新增（即用户、只能是系统管理员才可以增加人名b 注意点：a 组的选择）、用户授权 3主控台—进入相应帐套—系统设置—用户管理—用户管理—用户管理，选K3 操作流程：中用户，单击用户管理菜单—功能权限按钮

、只能是系统管理员才可以给一般用户进行授权，报表的授权应在报表系统工具a注意点：—〉报表权限控制里给与授权。; b、系统管理员身份的人不需要进行授权; c、具体权限的划分—“高级”中处理 4、查看软件版本及版本号主界面，“帮助”菜单下的“关于” K3． 5、查看系统使用状况启动中间层—〉系统—〉系统使用状况，查看加密狗信息；网络控制工具 6、 而这会未能释放此网络任务，如果一任务启动时间很长，那极有可能是发生意外事件，功能来所以需要手动清除该任务。可使用[清除当前任务]限制其它用户使用相关互斥任务，执行清除网络任务。金蝶软件提供了网络控制功能，为保证网络环境中多用户并发操作时财务数据的安全性，

Wind资讯产品简介(WFT、WAT、WET)

Wind 资讯产品简介 （WFT 、WAT 、WET ） 上海万得信息技术股份有限公司 Shanghai Wind Information Co., Ltd. 地 址: 上海市浦东新区福山路33号建工大厦9楼 邮编Zip: 200120 电话T el: (8621) 6888 2280 传真Fax: (8621) 6888 2281 Email: sales@https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html, https://www.wendangku.net/doc/e510641245.html, ——中国金融数据及解决方案首席服务商

目录 1公司简介 (1) 2产品报价 (1) 3产品介绍 (2) 3.1Wind资讯金融终端（WFT） (2) 产品简介 (2) 产品截图 (3) 功能介绍 (3) 3.2Wind资讯理财终端（WAT） (6) 产品简介 (6) 产品截图 (6) 功能介绍 (7) 3.3Wind资讯经济数据库（WET） (8) 产品简介 (8) 产品截图 (9) 功能介绍 (9) 4服务、增值 (9)

1 公司简介 上海万得信息技术股份有限公司（）是中国大陆领先的金融数据、信息和软件服务企业，总部位于上海陆家嘴金融中心。 在国内市场，Wind资讯的客户包括超过85%的中国证券公司、基金管理公司、保险公司、银行和投资公司等金融企业；在国际市场，已经被中国证监会批准的合格境外机构投资者（QFII）中75%的机构是Wind资讯的客户。同时国内多数知名的金融学术研究机构和权威的监管机构也是我们的客户，大量中英文媒体、研究报告、学术论文等经常引用Wind资讯提供的数据。 在金融财经数据领域，Wind资讯已建成中国最完整、最准确的以金融证券数据为核心一流的大型金融工程和财经数据仓库，数据内容涵盖股票、基金、债券、外汇、保险、期货、金融衍生品、现货交易、宏观经济、财经新闻等领域，新的信息内容在第一时间进行更新以满足机构投资者的需求。 针对金融业的投资机构、研究机构、学术机构、监管部门机构等不同类型客户的需求，Wind资讯开发了一系列围绕信息检索、数据提取与分析、投资组合管理应用等领域的专业分析软件与应用工具。通过这些终端工具，用户可以7x24x365从Wind资讯获取到及时、准确、完整的财经数据、信息和各种分析结果。 精于数据，以数据为起点，Wind资讯紧密跟随金融市场日新月异的发展，不断向新的领域发展，新的产品和服务战略不断在延伸。 2 产品报价

诗词翻译赏析

代赠 唐代：李商隐 楼上黄昏欲望休，玉梯横绝月中钩。 芭蕉不展丁香结，同向春风各自愁。 作品赏析 这是一首描写女子思念情人的诗作，诗中的女子，深居高楼，黄昏时分，她因百般无聊赖而思念起情人来了。对其思念越浓，就越渴望和他相见，恨不得他立刻出现在楼前，她按耐不住自己焦急的心情，走到楼头前，想去眺望远处，看看他来了没有。可是又蓦然想到他必定来不了，他怎么知道自己在思念他呢？就算知道又如何能这么快就来到跟前呢？她只得止步，折回楼内，欲望还休，欲见而无法相见，这种复杂的心情折磨得她坐立难安，满楼徘徊。此句把女子复杂矛盾的心理和孤寂无聊的失望情态完全表现出来了。 楼上黄昏欲望休，玉梯横绝月如钩 “楼上黄昏”，点明时间是薄暮时分，地点是在高楼之上。在中国古代诗词作品里，这样的环境有很强的暗示性，往往用来点染离愁与相思。如李白的“瞑色入高楼，有人楼上愁”，就是在这样一种意境中展开。主人公在黄昏时分登上高楼，想凭栏远眺，最终却凄然作罢。“欲望休”一本作“望欲休”。“休”，即停止、罢休之意。为什么欲望还休呢？答案隐藏在下一句里。 “玉梯”，楼梯、阶梯的美称。“横绝”，即横度。南朝诗人江淹《倡妇自悲赋》写汉宫佳人失宠独居，有“青苔积兮银阁涩，网罗生兮玉梯虚”之句。“玉梯虚”是说玉梯虚设，无人来登。此诗的“玉梯横绝”，是说玉梯横断，无由得上，喻指情人被阻，不能来此相会。原来，主人公渴望见到心上人，情不自禁地要上楼眺望；突然想到他不能前来，于是停下了脚步。唉，不望也罢，免得再添一段新愁。就在这迟疑进退间，天上一弯新月洒下淡淡的清辉，将她的无限思念与失望投射在孤寂的身影中。“月如钩”，一作“月中钩”，不仅烘托了环境的寂寞与凄清，还有象征意义：月儿的缺而不圆，就像是一对情人的不得会合。 芭蕉不展丁香结，同向春风各自愁 "春风"反衬了"愁"。愁人眼里无春色，抬头望月，新月如钩。低头近观，只见芭蕉树的蕉心还未舒展，丁香树上尽是缄结不开的花蕾；它们共同对着黄昏时清冷的春风，各自含愁不解。这既是主人公眼前实景的描绘，同时又是借物写人，以芭蕉喻情人，以丁香喻女子自己，隐喻二人异地同心，都在为不得与对方相会而愁苦。 芭蕉未展、丁香未开本是客观的自然景物，无所谓愁，但在主人公眼里却是满目哀愁。这是因为心中有愁，所以蕉叶难以舒展；满腹是恨，故而花瓣怨结难开。人之愁极，故而触目伤情，而触目之悲更添离人之恨。这两句诗移情入景，借景写情，设喻精巧，融比兴象征为一体。 诗人用不展的芭蕉和固结的丁香来比喻愁绪，不仅使得抽象的情感变得可见可感、具体形象，更使得这种比况具有某种象征的意味。不展的芭蕉与固结的丁香，不仅是主人公愁绪的触发物；作为诗歌的意象，又成为其愁思的载体和象征。 这两句意境优美，音情摇曳，把“一种相思，两处闲愁”的两地徘徊表现得兴味悠长，多少情思尽在其中。清人陆鸣皋说：“妙在‘同’，又妙在‘各自’，他人累言不能尽者，此以一语蔽之。”赞叹的就是这两句诗的含韵不尽。

380,360,320NCP初始化设置过程

NCP初始化设置 在实际工程当中，现在大多数的组网配置是中兴传输设备S390/380、S360、S320的混合组网，使用的网管是基于IP协议栈的Unitrans ?ZXONM E300。在这里将统一使用E300网管对上述各类型设备进行NCP初始化设置的方法进行小结。 对于S390/S380，发到现场的设备我们在作初始化设置时主要是对网元IP 和网ID的更改以及MAC地址的设置。更改网元IP和网元ID是在SDH.CFG文件里进行更改，介绍一下SDH.CFG文件里的格式先，将SDH.CFG文件用记事本打开： SDH.CFG文件内容模板如下： 192.1.8.18 255.255.255.0 1508 4 5 1 1 SDH.CFG文件格式说明: 实际操作步骤如下： 1、拔出NCP板，将上面的S2拨码开关拨到全ON状态（download 状态）。 2、检查计算机的IP地址是否捆绑了如下IP地址：192.192.192.X（0 < X < 255），子网掩码：255.255.255.0。确保ping 192.192.192.11能 够通。

3、执行“ftp 192.192.192.11”命令，然后直接两个回车，在“FTP>” 提示符下输入以下命令： FTP> ascii FTP> get SDH.CFG （在C：\盘符下使用FTP，那么C：盘根目录下就会得到 SDH.CFG 文件，用记事本打开修改网元IP和网元ID部 分，保存。） FTP> put SDH.CFG FTP> bye 4、将NCP上的S2拨码开关第四位拨到OFF（bootrom状态），插回NCP板。 5、确认可以ping通新IP地址（主机IP要设置为与新网元IP同一网 段），在网管上确保网元状态为在线，等到网元边框由虚线变为实 线时，使用网管命令清除NCP数据库。 6、清空NCP数据库会因起NCP复位，确认可取到NCP时间时，下 载网元数据库。 7、取网元时间，查当前告警，处理类如‘板类型失配’的告警。 8、检查MAC地址并进行设置。做完NCP的基本数据后，在ping通 新IP的情况下，可以用下面的命令来查看： c:\ arp –a 192.4.8.18 如果是没有设置的话，就可以看到下面的的显示： interface ：192.4.8.1 on interface 0x1000003 internet address physical address type 192.4.8.18 00：00：00：00：00：00 dynamic 那么你就要设置一下了，在download状态下，telnet 192.192.192.11 然后用setup命令：

Wind金融数据库介绍

W i n d金融数据库介绍标准化管理处编码[BBX968T-XBB8968-NNJ668-MM9N]

——中国金融数据及解决方案首席服 Wind中国金融数据库介绍上海万得信息技术有限公司 Shanghai Wind Information Co., Ltd. 地址: 上海市浦东新区福山路33号建工大厦9楼 邮编Zip: 200120 电话Tel: (8621) 6888 2280 传真Fax: (8621) 6888 2281 Email 目录

1为什么选择Wind中国金融数据库 数据全面：Wind资讯作为中国最领先的金融数据服务商，经过十年的 积累，已建成国内最完整、最准确的以金融证券数据为核心的一流大 型金融工程和财经数据仓库，数据内容涵盖股票、基金、债券、外 汇、保险、期货、金融衍生品、现货交易、宏观经济、财经新闻等领 域。收集了所有金融品种完整的（包括上市前和上市后）数据，尤其 是推出了很多独具特色的深度加工数据，为其他公司所不具备。万得 数据库的全面完整已经得到了中国证券行业高端专业人士的公认。 数据准确：Wind资讯视数据的准确为生命，%的准确率倚靠科学的核查 方法和先进的管理手段得以保证。从核查方法来看，除了传统的人工 校对外和数据库约束条件外，更多地利用各种平衡公式和经验公式对 数据进行合法性校验、一致性校验和统计校验。第一层是合法性校 验，即表内校验，不符合公式的不得入库，起到事前控制的作用；第 二层是一致性校验，即表间校验，每日所有数据处理完毕后，找出不 同表中相互矛盾的数据，并制作出报告，提交相关人员解决，起事后 稽核的作用；第三层是统计校验，即从数据库中提取大量数据制作专 题报表，与权威机构的公布报表核对，从中发现问题，如每年年报结 束后的综合统计。从管理手段来看，Wind资讯成立质量检验部门，选 派专人负责数据核查工作，通过一系列的激励措施，使数据质量始终 保持在很高的水准之上。更重要的是，目前有1500家机构每天实时对 Wind中国金融数据库进行使用和校验。 更新及时：为满足机构投资者投资决策和学术机构实证研究的需要， Wind资讯一直视及时性为公司发展的基石，所有数据在第一时间进行

关于采购wind资讯金融终端的申请

关于购买Wind资讯金融终端的请示 尊敬的领导： 您好！ 针对Wind资讯金融终端，我部及进行了为期近2个星期的试用，并进行了深入调查、分析比较。我们认为Wind资讯金融终端从内容的及时、准确、完整；使用的便利性和数据跟踪服务等方面存在比较明显的优势；为我们查找数据、债券交易、信息统计、分析研究、风险控制提供了极大便利，它集国内证券市场股票、基金、债券、指数、期货、贵金属数据、宏观和区域经济数据、行业数据、全球金融市场重要数据、新闻情报于一个平台，极大的提高了我们的工作效率，对在投资、发展等领域有非常大的帮助。经过我部充分讨论，一致认为有必要采购Wind资讯金融终端。 一、Wind资讯简介 万得资讯（Wind资讯）是中国大陆领先的金融数据、信息和软件服务企业，总部位于上海陆家嘴金融中心。Wind资讯始终专注于整合与资本市场密切相关的信息资源，为政府部门（中国人民银行、财政部、中国证监会、中国银监会、中国保监会、上海证券交易所、深圳证券交易所、国资委、发改委等各大部委）、上市公司、拟上市公司及大型企业集团了解资本市场而提供的辅助决策工具。目前，在企业市场，中国前500强的企业中有将近2/3的大型企业是万得的正式客户。 万得资讯同时是上海市政府重点扶持的软件和信息服务业龙头企业，在上海构建国际金融中心的进程中，肩负着维护国家金融信息安全的重要责任。 万得资讯以自己多年来积累的经济金融信息数据库优势，在我行信息化建设中，也能起到不可或缺的重要作用。 二、Wind资讯金融终端产品特点 1、债券模块特色： A、拥有最齐全的中国银行间债券市场的报价数据，从当日报价与到历史报价查询与统计，同时还提供债券交易员信息查询功能。

用友T3标总账初始化流程

T3标准版总账初始化流程 一、 建立帐套 系统管理--系统--注册--用户名为admin（密码默认为空，点击“修改密码”按钮可以修改密码）--确定--账套--建立--输入账套号--输入账套名称--选择会计启用期（询问客户）--点下一步--输入单位名称、单位简称等--下一步--选择行业性质（问客户给客户展示科目）--选择账套主管--下一步--选择存货、客户、供应商是否分类（一般要分类）--完成--“可以创建账套了么？”--是--稍等片刻--出现分类编码方案时，设置相对应的编码方案-- 科目编码级次4-2-2-2-2-2 （其他编码可询问客户需求或保持不变）保存--退出--设置数据精度--确定。

二、系统启用 在保存完数据精度后提示“是否立即进行启用设置”--是--在系统启用界面点击选择GL总账前面的□--选择启用日期（可选择任意年度与月份）--确定 因为我们做的是总账初始化，所以只勾选总账模块，不要给客户启用其他模块！

三、设置操作员及授权 打开系统管理以admin登陆密码为空--确定--权限--操作员--增加--输入编码、姓名、口令等 打开系统管理以admin登陆密码为空--确定--权限--权限--右上角选择账套和时间--左边选择操作员--点右上方的账套主管选项--“是” 点击新增则可以给普通操作员授权

五、数据备份 手工备份1、在D或E/F盘新建文件夹，命名为如用友数据手工备份。 系统管理系--系统--注册--以admin登录--确定--备份--选择需要备份的帐套 自动备份 新建文件夹，命名为用友数据自动备份。 系统管理系--系统--注册--以admin登录--输入密码--系统--选择设置备份计划--点增加--输入计划编号、计划名称等--选择备份类型、发生频率、选择开始时间、保留天数（这些要询问客户，保留天数在15天左右）--选择备份路径及备份账套 六、账务基本设置 1、设置部门和职员 T3--输入操作员--密码--选择账套--更改操作日期--确定 基础设置--机构设置--部门档案--增加--输入部门编码、名称等--保存--做下一个部门资料--退出 2、职员档案设置 基础设置--机构设置--职员档案--增加--输入职员编码、名称--选择所属部门等资料--保存--做下一个职员档案--退出

Wind金融数据库介绍

W i n d金融数据库介绍 This model paper was revised by the Standardization Office on December 10, 2020

——中国金融数据及解决方案首席服 Wind中国金融数据库介绍上海万得信息技术有限公司 Shanghai Wind Information Co., Ltd. 地址: 上海市浦东新区福山路33号建工大厦9楼 邮编Zip: 200120 电话Tel: (8621) 6888 2280 传真Fax: (8621) 6888 2281 Email 目录

1为什么选择Wind中国金融数据库 数据全面：Wind资讯作为中国最领先的金融数据服务商，经过十年的 积累，已建成国内最完整、最准确的以金融证券数据为核心的一流大 型金融工程和财经数据仓库，数据内容涵盖股票、基金、债券、外 汇、保险、期货、金融衍生品、现货交易、宏观经济、财经新闻等领 域。收集了所有金融品种完整的（包括上市前和上市后）数据，尤其 是推出了很多独具特色的深度加工数据，为其他公司所不具备。万得 数据库的全面完整已经得到了中国证券行业高端专业人士的公认。 数据准确：Wind资讯视数据的准确为生命，%的准确率倚靠科学的核查 方法和先进的管理手段得以保证。从核查方法来看，除了传统的人工 校对外和数据库约束条件外，更多地利用各种平衡公式和经验公式对 数据进行合法性校验、一致性校验和统计校验。第一层是合法性校 验，即表内校验，不符合公式的不得入库，起到事前控制的作用；第 二层是一致性校验，即表间校验，每日所有数据处理完毕后，找出不 同表中相互矛盾的数据，并制作出报告，提交相关人员解决，起事后 稽核的作用；第三层是统计校验，即从数据库中提取大量数据制作专 题报表，与权威机构的公布报表核对，从中发现问题，如每年年报结 束后的综合统计。从管理手段来看，Wind资讯成立质量检验部门，选 派专人负责数据核查工作，通过一系列的激励措施，使数据质量始终 保持在很高的水准之上。更重要的是，目前有1500家机构每天实时对 Wind中国金融数据库进行使用和校验。 更新及时：为满足机构投资者投资决策和学术机构实证研究的需要， Wind资讯一直视及时性为公司发展的基石，所有数据在第一时间进行

u_boot初始化流程

U-Boot启动代码分析 U-boot的启动顺序分为stage1和stage2两部分，见下图。依赖于CPU体系结构的代码（如设备初始化代码等）通常放在stage1中用汇编语言实现，而在stage2则通常由C语言实现，这样可以实现复杂的功能，而且有更好的可读性和移植性。以下主要梳理了stage2阶段函数的调用顺序以及每个函数的功能。 U-boot的启动顺序 C语言代码部分lib_arm/board.c中的start_armboot既是C语言开始的函数也是整个启动代码中C语言的主函数，同时还是整个U-boot的主函数，该函数只要完成如下操作。 （1）调用一系列的初始化函数。 （2）初始化Flash设备。 （3）初始化系统内存分配函数 （4）如果目标系统拥有NAND设备，则初始化NAND设备 （5）如果目标系统有显示设备，则初始化该类设备。 （6）初始化相关网络设备，填写IP、MAC地址等。 （7）进入命令循环（即整个Boot的工作循环），接收用户从串口输入的命令，然后进行相应的工作。 下面结合源码分析函数调用顺序以及函功能： 代码： void start_armboot (void) { init_fnc_t **init_fnc_ptr; char *s; int mmc_exist = 0;

#if defined(CONFIG_VFD) || defined(CONFIG_LCD) unsigned long addr; #endif 注释：从U-boot stage1中start.s程序调到这里执行start_armboot函数，这一段代码进行了变量声明，其中定义了一个名为init_fnc_ptr的双重指针。如果CONFIG_VFD或者CONFIG_LCD被定义了则声明一无符号长整型变量addr，本开发板中没有定义无需声明addr。 代码： /* Pointer is writable since we allocated a register for it */ gd = (gd_t*)(_armboot_start - CONFIG_SYS_MALLOC_LEN - sizeof(gd_t)); /* compiler optimization barrier needed for GCC >= 3.4 */ __asm__ __volatile__("": : :"memory"); //内存屏障，告诉编译器内存被修改过了 memset ((void*)gd, 0, sizeof (gd_t)); gd->bd = (bd_t*)((char*)gd - sizeof(bd_t)); //指向gd之前 memset (gd->bd, 0, sizeof (bd_t)); // gd->flags |= GD_FLG_RELOC; monitor_flash_len = _bss_start - _armboot_start; //u-boot映像的大小其中_armboot_start为code start ，_bss_start为code + data end == BSS start. 注释： gd = (gd_t*)(_armboot_start - CONFIG_SYS_MALLOC_LEN - sizeof(gd_t));//内存强制转换，gd为全局环境变量，gd指向uboot之前的地址; memset ():void * memset(void * s,char c,size_t count)将指针s所指地址以及之后count个地址中数值赋值为c。memset ((void*)gd, 0, sizeof (gd_t))的作用为：gd整个地址的值初始化为0；memset (gd->bd, 0, sizeof (bd_t))的作用为bd地址的值初始化为0。 代码： for (init_fnc_ptr = init_sequence; *init_fnc_ptr; ++init_fnc_ptr) { if ((*init_fnc_ptr)() != 0) { //相当于调用指针中的一个函数，如果不为0就表示死机 hang (); } } 注释：