a r X i v :a s t r o -p h /0106176v 2 23 A u g 2001Gravitational Lens Statistics and The Density Pro?le of Dark
Halos
Ryuichi Takahashi and Takeshi Chiba
Department of Physics,Kyoto University,Kyoto 606-8502,Japan
ABSTRACT We investigate the in?uence of the inner pro?le of lens objects on gravita-tional lens statistics taking into account of the e?ect of magni?cation bias and both the evolution and the scatter of halo pro?les.We take the dark halos as the lens objects and consider the following three models for the density pro?le of dark halos;SIS (singular isothermal sphere),the NFW (Navarro Frenk White)pro?le,and the generalized NFW pro?le which has a di?erent slope at smaller radii.The mass function of dark halos is assumed to be given by the Press-Schechter function.We ?nd that magni?cation bias for the NFW pro?le is order of magnitude larger than that for SIS.We estimate the sensitivity of the lensing probability of distant sources to the inner pro?le of lenses and to the cosmological parameters.It turns out that the lensing probability is strongly dependent on the inner density pro?le as well as on the cosmological constant.We compare the predictions with the largest observational sample,the Cosmic Lens All-Sky Sur-vey.The absence or presence of large splitting events in larger surveys currently underway such as the 2dF and SDSS could set constraints on the inner density pro?le of dark halos.
Subject headings:cosmology:gravitational lensing —dark matter:clusters
1.Introduction
It has been known since the 1930s that dark matter is the gravitationally main compo-nent in a variety of astrophysical objects such as galaxies and clusters of galaxies,but the nature of dark matter still eludes us.(Peebles 1993).Recently,the systematic discrepancy between numerical simulations and observations regarding the inner density pro?le of dark halos has been reported.For the inner density pro?le of dark halos ρ(r )∝r ?α,numerical simulations suggest the steeper pro?le α～1?1.5,while observations suggest the shal-lower pro?le α～0?1.Numerical simulations of CDM halos by Navarro,Frenk &White
(1996,1997,hereafter NFW)have shown that the density pro?le has the“universal”form ρ∝r?1(r+r s)?2,where r s is the scale length,irrespective of the cosmological parameters, the initial power spectrum and the formation histories.Following NFW,higher-resolution simulations have been performed,and the results suggest the steeper inner slopeρ(r)∝r?1.5 (Moore et al.1999,Fukushige&Makino2001).On the other hand,observations of rota-tion curves of the spiral and the low surface brightness galaxies indicate the shallower halo pro?leα～0?1(van den Bosch et al.2000,de Blok et al.2001,Borriello&Salucci2001). The mass distribution of the cluster CL0024+1654is reconstructed from lensed images and indicates the?at core(Tyson et al.1998).It is important to resolve the discrepancy to get clues to the nature of dark matter.
In this regard,strong gravitational lensing e?ects can provide an important method to probe the nature of dark matter.Strong lensing probes the inner dense region of lens objects, and the impact parameter is estimated as
ξ?6.2h70?1kpc H0D L
1′′
,(1)
where D L is the distance to the lens andθis the image separation.So it is sensitive to the inner pro?le of lenses and can be a useful method for probing the inner pro?le of dark halos. In fact,ξin Eq.(1)is comparable to the scale length r s in the NFW pro?leρ∝r?1(r+r s)?2 (Navarro,Frenk&White1997).Dark halos is gravitationally dominant in galactic halos and clusters of galaxies.However,at the inner region of galaxies,baryonic components such as bulge and disk are also gravitationally dominant,and dissipation processes among the baryons are important.On the other hand,since clusters of galaxies are formed only recently,the baryonic component distributes broadly as gas(Rees&Ostriker1977)and the radial distribution of gas mass is similar to the total mass(Einasto&Einasto2000).Hence, in order to study strong gravitational lensing without the need to include the gravitational e?ects of baryonic components,we shall mainly concentrate on clusters of galaxies as the lens objects and look for large-separation images(the e?ect of baryons on lensing was studied in (Porciani&Madau2000,Kochanek&White2001,Keeton2001)).
In this paper,we examine the e?ect of the inner density pro?le of lens objects on grav-itational lens statistics,including the e?ect of magni?cation bias and both the evolution and the scatter of halo pro?les.Statistics of gravitational lensing of QSOs provides a useful tool to set constraints on the cosmological constant(Fukugita et al.1992,Kochanek1996). However,it depends on the lens model such as the pro?le of lenses and its number density as well as cosmology.Hence,in using it as a tool to limit the cosmological constant,we must be careful about the uncertainties concerning the lens model.We estimate the sensitivity of the lensing probability of distant sources to the inner pro?le of lenses and to the cosmological constant.We consider three kinds of density pro?le of lens objects:SIS(ρ(r)∝r?2),the
NFW(ρ(r)∝r?1for the inner pro?le),the generalized NFW(ρ(r)∝r?αfor the inner pro?le).Only smooth and spherical models are considered.Subclumps(cluster galaxies)in clusters do not a?ect the cross section of lensing(Flores et al.2000).Nonsphericity can a?ect the relative frequency of four-image lenses(Rusin&Tegmark2001).The distribution of lenses is taken to be the Press-Schechter function.We compare the predictions with the large observational data,CLASS(the Cosmic Lens All-Sky Survey),and predict for larger surveys such as2dF and SDSS.Multiple images of large separation angles are expected to be caused by clusters of galaxies,so when we compare the observational data,we will use the large angle images(θ≥6′′).The statistics of wide-separation lenses(ξ≥10kpc)has been used to probe the distributions of mass inhomogeneities derived from the CDM sce-narios,since one does not need to be concerned with the physics of baryonic components and bias(Wambsganss et al.1995).By studying the lensing properties in this regime as-suming the CDM scenarios,theoretical calculations based on N-body simulations(Cen et al. 1994,Wambsganss et al.1995,Wambsganss et al.1998)and semi-analytical method using the Press-Schechter function(Narayan&White1988,Kochanek1995,Nakamura&Suto 1997,Mortlock&Webster2000)have been used to place limits on cosmological parameters. Similarly,incorporating realistic input for mass pro?le and number density of clusters,ana-lytical calculations have been used to set constraint to cosmological models(Tomita1996) and lens models(Maoz et al.1997).We pay particular attention to the in?uence of the inner lens structure on the statistics of wide-separation lenses(for earlier discussion before NFW pro?le,see Flores&Primack1996).
Recently a similar analysis has been performed by several authors(Wyithe,Turner& Spergel2000,Fox&Pen2001,Li&Ostriker2000,Keeton&Madau2001).Wyithe,Turner &Spergel(2001)used the generalized NFW lens model and suggested the optical depth to multiple imaging of the distant sources is very sensitive to the inner lens pro?le,but no comparison with observational data was made.Li&Ostriker(2000)found that the lensing probability is very sensitive to the density pro?le of lenses,and somewhat less so to the cosmological parameters such as the mean mass density in the universe and the amplitude of primordial?uctuations.However,they did not take into account the scatter of dark halo pro?les(concentration parameter)and the uncertainty in the treatment of magni?cation bias. Keeton&Madau(2001)found that the number of predicted lenses is strongly correlated with the core mass fraction.In this paper,we present a systematic study of the e?ect of the inner dark halo pro?le and cosmological parameters on gravitational lens statistics.It is very important to be careful about both the e?ect of magni?cation bias,which depends on the lens pro?le and magni?cation of each images,and both the evolution and the scatter of halo pro?les in N-body simulations(Bullock et al.2001).
This paper is organized as follows.In section2,we brie?y summarize the basic formulae
of gravitational lens statistics for various lens models.In section3,we examine the e?ect of magni?cation bias and compare the theoretical prediction with observation.In section4, we estimate the number of lensed images expected in larger surveys.Finally,in section5, we summarize the main results of this paper.We use the units of c=G=1.
2.Basics
2.1.SIS Lens
The SIS(singular isothermal sphere)model is frequently used in the lensing analysis, since it is supported by observed?at rotation curves and moreover the density pro?le is very simple and quantities related to gravitational lensing can be written in simple analytic forms(Turner,Ostriker&Gott1984).SIS is characterized by the one-dimensional velocity dispersion v,and the density pro?le isρ(r)=v2/2πr2.The lens equation leads to the two solutions(image positions)at x±=y±1with magni?cationsμ±=|(y/x±)(dy/dx±)|?1= 1/y±1,where dimensionless quantities x and y are the impact parameter divided by the Einstein radius in the lens plane and the source position divided by it in the source plane (Schneider,Ehlers&Falco1992).Magni?cation of the brighter(fainter)image isμ+(μ?), and the total magni?cation isμ(y)=2/y.The splitting angle between the two images is θ=8πv2D LS/D S,where D L,D S and D LS are the angular diameter distances between the observer,lens and source.We shall adopt the so-called?lled beam distance(Dyer&Roeder 1973),since the ray shooting in an inhomogeneous universe created by N-body simulations is consistent with it(Tomita1998,Tomita,Asada&Hamana1999).
When the light ray from the source passes near the lens object,if|y|≤1,double images form.We de?ne the cross sectionσ(v,z L,z S)as the area of a region in the source plane which satis?es the following criteria;(i)double images are formed,and(ii)the magni?cation is larger than the minimum ampli?cationμ?.The second condition is needed for the calculation of magni?cation bias(see Eq.(15)below).Then,the cross section is given by,
σ(v,z L,z S)=πr2E×2 10dyyΘ(μ(y)?μ?),(2) where r E(=4πv2D LS)is the Einstein radius in the source plane,andΘ(x)is the step function.
2.2.Generalized NFW Lens
In this section we consider the generalized NFW pro?le for dark halos(Wyithe,Turner &Spergel2000,Li&Ostriker2000),
ρ(r)=
ρs
r s α r
r s
,(4)
δc=ρs
3
c3
18π2 ?1/3
M
distribution function of c ,
p (c )dc =12πσc exp
?(ln c ?ln c med )2
1+z M
x (9)
where x =ξ/r s (ξis the impact parameter in the lens plane),y =(D L /D S )(η/r s )(ηis source position in the source plane),and
g (x )= x
0dz z 2?α π/20dθcos θ
D S r s .
(11)For α=0,1,2,the integration of the
Eq.(10)can be carried out analytically (the lens equation for the NFW lens was obtained by Bartelmann (1996)).In Fig.2,we show the lens equation for the NFW lens with A =10.If |y |≤y crit ,three images x i (i =1,2,3,x 3≥x 2≥x 1)form.The image positions x i =x i (y )with magni?cations μi (y )can be obtained numerically.The image separation angle θis de?ned as the separation between the outer two images and depends on the source position y .We use the averaged value in the source plane.θ(M,z L )=1D L
.(12)
The total magni?cation is the sum of the magni?cations of three images( 3i=1μi)and the magni?cation of the fainter image is smaller magni?cation of outer two images(min{μ1,μ3 }).Following the case of SIS(see Eq.(2)),the cross section is de?ned by
σ(M,z L,z S)=π D S
D S2
(1+z L)2
ΦS(z S,L) ∞1dμ? d
D L
r s 2×2
2.4.Press-Schechter Function
We use the Press-Schechter (PS)function
(Press
&
Schechter
1974)
for
computing the number density of the halos.The PS mass function is given by
N M (M,z )dM = πρ0
σ(R ) d ln σ
2σ2(R ) dM
2π2 ∞0dk k 2P (k )W 2(kR ),R = 2M
(L/L ?)c 1+(L/L ?
)c 2,(19)L ?(z S )=L 0?10k 1z S +k 2z 2S .
(20)
The?tting parameters forΛmodel are given by
(c1,c2,M B?,k1,k2)=(3.41,1.58,?21.14+5log h,1.36,?0.27),(21)
Φ?S=2.88×10?6h3Mpc?3mag?1,(22) where M B?is the absolute B-band magnitude corresponding to L0?(Eq.(20)).We take the absolute magnitude of a source is M B=?25.8mag in Eq.(20)and consider the image separation rangeθ≥0.3′′.For the energy spectrum index of source(see section2.3),we useγ=0.5for the optical QSOs(Boyle et al.1988).In Fig.2,the e?ect of magni?cation bias for SIS and the NFW is shown forΛmodel.The vertical axis is the lensing probability with magni?cation bias divided by that without it.As the source redshift is higher,the amplitude of magni?cation bias is smaller.This is because the number of fainter QSOs(its luminosity is L≤L?)is smaller at higher redshift(Eq.(19)),so the integration of luminosity function Eq.(16)takes a smaller value.From Fig.2,we?nd that the magni?cation bias e?ect for the NFW is order of magnitude larger than that for SIS.This is due to the fact that the magni?cation for the NFW is divergent at y=y crit and y=0(see Fig.2).Hence,if we attempt to predict lensing frequencies by using the NFW lens model,magni?cation bias should not be ignored.
In Fig.2,we also compare the case whenμin Eq.(16)is the magni?cation of the total images with the case of the fainter image.Depending on the properties the gravitational lensing con?guration,we should useμin the bias factor as the magni?cation of the total images(we call“μtotal”)or the fainter image among the outer two images(“μfainter”).If individual sources in a sample are not examined closely enough to determine whether they are lensed or not,the magni?cation of the fainter image should be used(Sasaki&Takahara 1993,Cen et al.1994)because the fainter image should be bright enough to be recognized as one of the multiple images.On the contrary,if one searches for lensed source of small separation angles,then the total magni?cation may be relevant,because it is likely that the brightness of a lensed source with a small separation is recognized as the total brightness of all the images.So as far as images of large separation angles are concerned,it may be better to useμas the magni?cation of the fainter image.
From Fig.2,di?erent choice ofμin the bias factor greatly changes the amplitude of magni?cation bias for SIS,but does not change it so much for the NFW;the di?erence is only factor of three.This is because the magni?cation for the NFW is divergent at y=0 more strongly than at y=y crit and the magni?cations of both of the outer two images (including the fainter image)are divergent at y=0(see Fig.1).In the following we will consider both cases(μtotal orμfainter),since the degree of the magni?cation bias depends on the method of gravitational lensing search and thus the expected number of lensed sources will be in between.
https://www.doczj.com/doc/7916864764.html,parison with the CLASS Data
In this section,we compare predicted lens statistics with a well-de?ned observational
sample.The Cosmic Lens All-Sky Survey(CLASS)is the largest statistically homogeneous
search for gravitational lenses(Browne&Myers2000).The sample comprises10,499?at-
spectrum radio sources with?ux S>30mJy at5GHz,and includes18gravitational lenses
with image separations0.3′′≤θ≤6.0′′.An explicit search for lenses with image separations 6.0′′≤θ≤15.0′′has found no lenses(Phillips et al.2000).The?ux distribution of?at-spectrum radio sources in the CLASS samples can be described as a power-law(Rusin&
Tegmark2001)
ΦS(z S,L)dL∝L?2.1dL.(23) It is a steeper number-?ux relation than predicted by the Dunlop&Peacock(1990)lumi-nosity function(whose slope is?1.8for the faint sources).The redshift distribution of the full CLASS sample is not known.Marlow et al.(2000)reported the redshifts for a small subsample of27sources.We assume that the redshift distribution of the full sample is identical to that of the subsample.We need not consider the magnitude distribution of the sample,since the lensing probability does not depend on the magnitude of the source for the power-law luminosity function.
In Fig.3-5,we show the predicted image separation distribution of expected number
of lensed source’s in the CLASS with magni?cation bias for each case ofμ.The angular
resolution of parent survey in the CLASS is very low.The survey?ux encompasses all
the?ux of even the widest separation lenses observed to date.The CLASS survey then
reimages the systems looking for multiple imaging(Myers et al.1995,Mortlock&Webster
2000,Helbig2000).Hence,for the lensed source,μis given by summing the?uxes of all
images(i.e.“μtotal”is appropriate).In these?gures,we also show the case of“μfainter”
for comparison.We note that the lenses of large separation angle(θ≥6′′)is expected to be
lensed by clusters of galaxies(or equally dark halos),so we should compare the theoretical
prediction with large image separation side in CLASS data.In Fig.3,we take the NFW
pro?le and compare the dependence on the cosmological models.The lensing probability is
the highest for EdS model.This is due to the fact that the PS mass function is proportional
to?0(see Eq.(17))and the concentration parameter c is the highest(see Eq.(8)).In Fig.4,
we show the lens model dependence forΛmodel.Since there are no lenses for large image
separations(6′′≤θ≤15′′)in CLASS sample,the steeper inner pro?le(α>1.5)seems disfavored.However,it is preliminary,since we do not know whether the subsample by Marlow et al.is a fair sample.
We estimate the sensitivity of the lensing probability to the model https://www.doczj.com/doc/7916864764.html,ing
Eq.(14,15)and the CLASS data with the magni?cation of total images,it is estimated around
α=1,σ8=1,λ0=1??0=0.7,w=?1
δNθ
α+5.7
δc med
σ8?5.7
δλ0
w
,(24)
δNθ
α+6.3
δc med
σ8?6.3
δλ0
w
,(25)
where w is the equation of state of dark energy(w=?1for the cosmological constant)and a ?at FRW model is assumed.Eqs.(24)and(25)indicate clearly that the lensing probability is very sensitive to the lens model parameters(α,c med)as well as the cosmological parameters (λ0,σ8),but not sensitive to dark energy parameter(w).For example,in order to put constraint onλ0within O(10)%accuracy,one needs to determine the inner pro?leαand the concentration parameter c with similar accuracy.The dispersion of concentration parameter c is about0.2(Jing2000,Bullock et al.2001).However,the current uncertainty inαis O(50)%(α～1?1.5).Hence,it may be more useful to use the number of large image separation lenses to constrain the inner density pro?leα.Cosmological parametersλ0andσ8 could be determined within O(10)%by using CMB,SNIa and number count of clusters data (de Bernardis et al.2001,Fan&Chiueh2001).The sensitivity of the lensing probability to the model parameters was also estimated by Li&Ostriker(2000),but they assumed a single source at z=1.5and did not include the e?ect of magni?cation bias.So the detailed comparison may not be so meaningful.However,we note that the dependence on c and the cosmological constant parameter is slightly larger than that found by Li&Ostriker(2000).
In Fig.5,we show the e?ect of the scatter in N-body simulation on the image separation distribution.The dispersion of Nθ,σ2θ,is calculated by using the probability distribution function of c(Eq.(7)).We use the NFW pro?le forΛmodel and compare the amplitude of the square of the dispersionσ2θwith the predicted number of lenses Nθ.We?nd that the amplitude ofσθis comparable to or larger than Nθ,so the scatter of halo pro?les strongly a?ect the lensing probability.When compared with Fig.3,we also?nd that the scatter is too large to distinguish the di?erent cosmological models,even if the lens model(α)is?xed.
4.Prediction for Future Survey
With the current data,the constraints on the parameters are not su?cient.However, we expect that larger surveys currently underway such as the2dF and SDSS detect a larger number of lenses.For example,the Sloan Digital Sky Survey(SDSS)plans a spectroscopic survey of105QSOs overπsteradian brighter than i′～19at z≤3.0;at redshift between 3.0and about5.2,the limiting magnitude will be i′～20(York et al.2000).In this section,
we will make predictions for the SDSS.
Let Nθdθbe the expected number of lensed QSOs with image separationθ～θ+dθwithin solid angleπin the sky.We use the QSOs luminosity functionΦS for z≥3in SDSS data(Fan et al.2001),sinceΦS from2dF redshift survey is known only for lower redshift QSOs(z≤3)(Boyle et al.2000).ΦS is?tted by a power-law,
ΦS(z S,M1450)=Φ?S10?0.4{M1450+26?α(z S?3)(β+1)},(26) where M1450is the absolute AB magnitude of the quasar continuum at1450?A in the rest frame.We assume m i′=m1450+0.7.The?tting parameters forΛmodel are given by(Fan et al.2001)
(Φ?S,α,β)=(2.6×10?7h3Mpc?3mag?1,0.75,?2.58).(27) Similarly,for lower redshift sources(z≤3)the QSO luminosity function(Eq.(19,20))is used (Boyle et al.2000).Then,using the QSO luminosity functionΦS,Nθ(θ)can be calculated as
Nθ(θ)= z max0dz dVπdθ(θ,z,L)ΦS(z,L),(28)
dVπ
,
H(z)
where z max=5.2and L lim(z)is calculated from the limiting magnitude.In Fig.6,we show the predicted image separation distribution for SDSS.We use various lens model forΛmodel. In this model,the number of QSOs is expected to be about26,000.In Table1,the expected number of large image separation lenses(6′′≤θ≤30′′)is shown.We?nd that the ambiguity resulting from the treatment of magni?cation bias is not so large.From this table,we expect that the future SDSS data could set constraint on the inner density pro?le.
5.Summary and Discussion
We have examined the in?uence of the inner density pro?le of lenses on gravitational lens statistics carefully taking into account of the e?ect of magni?cation bias and the evolution and the scatter in halo pro?les.We have estimated the sensitivity of the lensing probability to the inner density pro?le of lenses and to the cosmological constant.We have found that lensing probability is strongly dependent on the inner density pro?le as well as on the cosmological constant.We have also shown that magni?cation bias for the NFW is order of magnitude larger than that for SIS.There is an uncertainty in the treatment of magni?cation bias:fainter image should be detected in the survey,or the light from both the fainter and brighter images is initially unresolved in a single image and thus the total image should be detected.However,for NFW pro?le,di?erence between the magni?cation bias of the fainter
image and that of the total image is found to be only by factor of three.In any case,we should be careful about magni?cation bias which strongly depends on the lens pro?le.We have compared the predictions with the CLASS data and suggested that the steeper inner pro?le(α>1.5)seems disfavored.The absence or presence of large splitting events in larger surveys currently underway such as the2dF and SDSS could set constraints on the inner density pro?le of dark halos.
Recently,using the arc statistics of gravitational lensing,various authors have examined the inner pro?le of dark halos(Bartelmann et al.1998,Molikawa&Hattori2000,Oguri, Taruya&Suto2001).Comparing with the existing observational data,Molikawa&Hattori (2001)and Oguri,Taruya&Suto(2001)suggested that the steeper inner pro?le of dark halos(α>1or evenα>1.5)is favored.On the other hand,the absence of large images separations in QSOs multiple images in the CLASS sample constrains the inner pro?le and rather disfavors the steeper pro?https://www.doczj.com/doc/7916864764.html,bining the arc statistics and the statistics of QSOs multiple image,we could narrow the allowed range of the inner pro?le of dark halos,or more interestingly both methods might exhibit discrepancy.
In any event,larger surveys will produce a lot of QSOs multiple images in near future and theoretical development especially concerning the uncertainties of various models will be expected.So we will get clues to the nature of dark matter.
We would like to thank Professor Yasushi Suto,Dr.Ryoichi Nishi for useful discussion and comments.One of the authors(RT)also thanks Dr.Atsushi Taruya and Dr.Masamune Oguri for useful comments.This work was supported in part by a Grant-in-Aid for Scienti?c Research(No.13740154)from the Japan Society for the Promotion of Science.
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α=1.5α=0.5
197.57.3
μfainter10.90.43
Table1:The expected number of large image separation lenses(6′′≤θ≤30′′)for SDSS data forΛmodel with magni?cation bias of the fainter image(bottom)and the total images (top).The total QSOs number is expected to be about26,000.
Fig.1.—The lens equation for the NFW.The case with A=10is shown.The horizontal axis is x,which is the impact parameter normalized by a scale radius r s in the lens plane;the vertical axis is y,which is the source position normalized by a scale radius r s in the source
plane.Multiple images are formed when|y|≤y crit.
Fig.2.—The amplitude of magni?cation bias forΛmodel(h=0.7,?0=0.3,λ0=0.7,σ8= 1.0)with the absolute magnitude of a source being M B=?25.8mag.The horizontal axis is z S,which is the source redshift;the vertical axis is a ratio lensing probability with the magni?cation bias to that without it.Image separation rangeθ≥0.3′′.The solid(dotted) line is the NFW pro?le for the case of the magni?cation of the total images(the fainter image).The short(long dashed)line is SIS for the case of the magni?cation of the total
images(the fainter image).
Fig. 3.—The distribution of image separations for the NFW lens model.The assumed cosmologies are EdS model(short-dashed:h=0.5,?0=1,λ0=0,σ8=0.67),Λmodel (solid:h=0.7,?0=0.3,λ0=0.7,σ8=1)and open model(long-dashed:h=0.7,?0= 0.3,λ0=0,σ8=0.85).The left?gure is for the selection condition in which fainter image should be detected in the survey,and the right?gure is for the selection condition that the light from both the fainter and brighter images is initially unresolved in a single image.“μtotal”is appropriate in the CLASS.The observational data from CLASS are shown by the
histogram.
完美教程让手机摄像头变成高清摄像头（亲测可用） 现在的智能手机的摄像头比电脑的usb摄像头的效果好很多，那可不可以把手机摄像头用在电脑上来网络聊天呢，其实这是可以的，这里我们需要借助DroidCamX软件来让手机摄像头变成高清摄像头，下面来教大家怎么使用DroidCamX去实现手机摄像头在电脑上视频聊天。 一、软件安装 需要用到的文件已经全部整理好，所以下载回来是一个压缩包，共包含如下三个文件： 首先安装手机端——，apk的安装过程大家都已经熟悉，就不在多说。 再安装PC端，打开，直接运行Droid 。
一路点击下一步，即可安装完成。默认安装目录为C rogram Files DroidCam（32位系统）或C rogram Files (x86)DroidCam（64位系统），为了使用更方便，将“电脑端汉化覆盖.zip”中的覆盖掉安装目录下的同名文件，软件界面即变成中文。 到此为止，所有安装工作已经做完了。可以为建立一个桌面快捷方式，因为它是DroidCam 客户端的主程序。 二、WiFi无线摄像头
当无线摄像头来使用是最简单的，先打开手机WiFi并连接上无线路由，然后在手机上启动DroidCamX，看到如下画面。显示IP：端口：4747。 再启动PC端，连接方式选择WiFi/LAN，再将手机IP和DroidCam端口填上在手机端界面看到的即可。
点击Connect，手机现在的画面已经变成摄像头显示画面了。手机端的画面可能是左右相反的，没关系，先不用理会。这个界面有三个按钮，右上方是自动对焦，中间是亮度节能开关，下方是退出。
虽然手机界面上显示是左右反的，但在电脑上显示出来其实是正常的，如果部分用户仍然不正常可以勾选pc端的“镜像网络视频”。要使用该摄像头，在视频设备里选择DroidCam就可以了，QQ、Skype等各种需要使用摄像头的软件都完美兼容。 至此WiFi无线摄像头的方式介绍完成。 三、USB摄像头（主要谈这种方法） 比较推荐这种方式，速度快，而且一边使用一边充电，不用担心手机电量被短时间用完。使用USB连接要稍微麻烦一点，先做一点准备工作：下载adb客户端及驱动，解压缩后，
免疫学的临床应用有两个方面：一是应用免疫理论来阐明许多疾病的发病机制和发展规律；二是应用免疫学原理和技术来诊断和防治疾病。本章内容主要是后者。此外，免疫学不仅应用于传统的传染病中，而且在肿瘤、自身免疫病、免疫缺陷病、器官移植、生殖免疫等中均广泛应用。 免疫学防治是指应用免疫制剂或免疫调节药物调整机体的免疫功能，对疾病进行预防和治疗。特异性免疫的获得方式有自然免疫和人工免疫两种。自然免疫主要指机体感染病原体后建立的特异性免疫，也包括胎儿或新生儿经胎盘或乳汁从母体获得抗体而产生的免疫。人工免疫则是人为地使机体获得免疫，是免疫预防的重要手段，包括人工自动免疫、人工被动免疫和过继免疫。 人工自动免疫是给机体接种疫苗或类毒素等抗原物质，刺激机体产生特异性免疫。国内常将用细菌制作的人工主动免疫的生物制品称为菌苗，而将用病毒、立克次体螺旋体等制成的生物制品称为疫苗，而国际上把细菌性制剂，病毒性制剂及类毒素统称为疫苗。经人工自动免疫产生的免疫力出现较慢，但免疫力较持久，故临床上多用于预防。人工自动免疫制剂其主要有灭活疫苗、减毒活疫苗、类毒素、以及各种新型疫苗。 人工被动免疫是给机体输入抗体等制剂，使机体获得特异性免疫力，输入抗体后立即获得免疫力，但维持时间短，约2~3周，临床上用于治疗或紧急预防。人工被动免疫的生物制品主要有抗毒素、抗菌血清与抗病毒血清、胎盘球蛋白和血浆丙种球蛋白。 过继免疫治疗是指给患者转输具有在体内继续扩增效应细胞的一种疗法。如给免疫缺陷病患者转输骨髓细胞；给肿瘤患者输入体外激活扩增的特异肿瘤浸润淋巴细胞或非特异性的LAK细胞等。应用时应考虑供者与受者之间HLA型别是否相同，否则输注的细胞会被迅速清除，或者发生移植物抗宿主反应。再如造血干细胞移植：取患者自身或异体骨髓或脐血输入患者，移植物中的多能干细胞可在体内定居、增殖、分化、使患者恢复造血功能和形成免疫力。造血干细胞移植可用于治疗再生障碍性贫血、白血病以及某些免疫缺陷病和自身免疫病等。 在医学制剂影响免疫功能的制剂主要有两类：免疫增强剂和免疫仰制剂。免疫增强剂是指通过不同方式，达到增强机体免疫力的一类免疫治疗药物。临床上常用于治疗与免疫功能低下有关的疾病及免疫缺陷病。免疫增强剂种类很多，按其作用的先决条件可分为三类：一是免疫替代剂，用来代替某些具有免疫增强作用的生物因子的药物。按其作用机制可分为提高巨噬细胞吞噬功能的药物，提高细胞免疫功能的药物，提高体液免疫功能的药物等；按其作用性质又可分为特异性免疫增强剂和非特异性免疫增强剂；按其来源则可分为细菌性免疫增强剂及非细菌性免疫增强剂。二是免疫恢复剂，能增强被抑制的免疫功能，但对正常免疫功能作用不大。常用的免疫增强剂如：卡介苗、短小棒状杆菌、内毒素、免疫核糖核酸、胸腺素、转移因子、双链聚核苷酸、佐剂等。免疫抑制剂是对机体的免疫反应具有抑制作用的药物。能抑制与免疫反应有关细胞的增殖和功能，能降低抗体免疫反应的制剂。常用的免疫抑制剂主要有五类：（1）糖皮质激素类，如可的松和强的松、泼尼松龙等；（2）微生物代谢产物，如环孢菌素和藤霉素等；（3）抗代谢物，如硫唑嘌呤和6-巯基嘌呤等；（4）多克隆和单克隆抗淋巴细胞抗体，如抗淋巴细胞球蛋白和OKT3等；（5）烷化剂类，如环磷酰胺等。 免疫学诊断是指应用免疫学原理和方法对传染病、免疫性疾病等进行和免疫功能进行测定。由于免疫学检测具有高特异性和敏感性，因此常用临床诊断的一种重要手段。目前常用的免疫诊断方法具有体液免疫试验。细胞免疫试验和皮肤试验三种。 抗原抗体反应在体内表现为溶细胞、杀菌、促进吞噬、中和毒素或引起免疫病理损伤等；在体外可出现凝集、沉淀、细胞溶解和补体结合等可见反应。由于抗体主要存在于血清中，临床上多用血清标本进行试验，故体外的抗原抗体反应曾被称为血清学反应。但随着免疫学
网印基本知识与技术指南 基本知识： 光的三原色：红R，绿G，蓝B；色料（油墨等颜料）的三原色：黄Y，品红M，青C。 网屏线数：一般玩具印刷常用48线/厘米，相当于120目/英寸；或60线/厘米，相当于150目/英寸。刮板的作用：填墨过网，刮墨从一端到另一端，匀墨使印版面上的油墨尽量干净，压印使网版与EVA 表面呈线接触。 器材保养： 油墨应怎样存放？水封或用油纸遮掩，防止表面起皮。 开油水等溶剂如何存放？密封，防止挥发，远离火源。 网版应怎样保管放置？垂直放置，防止丝网中间下垂变形。 胶刮的保养？每次完成后，应用溶剂或水清洗干净，保持刃口平直，无缺口，避免划伤。 网框应该怎样要求？框面平整，四角稳定，框臂（条）挺直。 问题与解决办法？ 油墨 油墨调好后，粘度怎样才算合适？一方面，粘度要足够高，放在网版上任其自重不会从网孔中漏下，但不能过高。过高时另一方面，粘度要足够低，要求在刮印之后，油墨能顺畅地漏到EVA表面，“飞花”较少。 油墨粘度过大，会有什么坏处？在施印前会变干，印刷时会产生网纹痕迹，以及“拉丝”和堵网等现象；漏油困难，印迹图案不完整，油墨附着性变差，甚至造成“拉丝”，堵网。 油墨粘度过低，会有什么坏处？会出现油墨自漏，糊背，会使印迹图案扩大拓宽，图案模糊。也不能过低，过低时干燥就慢了。 油墨粘度和干燥速度如何调节？要想干得快，可加一些甲苯，要想干得慢，可加一些环己酮。 油墨的沉积量由什么控制的？是油胶刮的硬度和有效刮墨角度所决定，而不是由压力所决定。油墨通过量（cm3/m2）= 丝网厚度X 网孔面积率X 10000 ，注意，与刮刀用力无关。 丝网为什么会带墨？丝网松了，刮刀走过后回弹性不够，不能立即回弹。 丝网 网距多少最好？网距是指网版表面与承印EVA料之间的距离，可通过增加垫片调节，最好是1.5mm。此时虽用力最小，但网版也可立即弹离印件。 网距过大有什么坏处？引起图像扩大走样，并使丝网的损伤严重以至损坏。 网距过小有什么坏处？丝网不能立即回弹离开EVA材料表面，会留下网痕，造成图像蹭脏。此外，会造成油墨附着不均，刮板在网版上产生波纹，造成图像重影。 马仔 马仔卡不到位会出现什么坏处？尺寸跑偏，套印不准，出现重影。 刮板 刮胶露出板柄的高度多少合适？若要软一些，可露出多一点，比如25~30mm，若要硬一些，可露出少一点，比如10~25mm， 胶刮的角度多少合适？75~80度。 胶刮板的移动速度？手工印刷时为60~120cm/秒。 技术秘密，不得转印至外厂。
常用免疫学检验技术的基本原理 免疫学检测即是根据抗原、抗体反应的原理，利用已知的抗原检测未知的抗体或利用已知的抗体检测未知的抗原。由于外源性和内源性抗原均可通过不同的抗原递呈途径诱导生物机体的免疫应答，在生物体内产生特异性和非特异性T 细胞的克隆扩增，并分泌特异性的免疫球蛋白（抗体）。由于抗体－抗原的结合具有特异性和专一性的特点，这种检测可以定性、定位和定量地检测某一特异的蛋白（抗原或抗体）。免疫学检测技术的用途非常广泛，它们可用于各种疾病的诊断、疗效评价及发病机制的研究。 最初的免疫检测方法是将抗原或抗体的一方或双方在某种介质中进行扩散，通过观察抗原－抗体相遇时产生的沉淀反应，检测抗原或抗体，最终达到诊断的目的。这种扩散可以是蛋白的自然扩散，例如环状沉淀试验、单向免疫扩散试验、双向免疫扩散实验。单向免疫扩散试验就是在凝胶中混入抗体，制成含有抗体的凝胶板，而将抗原加入凝胶板预先打好的小孔内，让抗原从小孔向四周的凝胶自然扩散，当一定浓度的抗原和凝胶中的抗体相遇时便能形成免疫复合物，出现以小孔为中心的圆形沉淀圈，沉淀圈的直径与加入的抗原浓度成正比。 利用蛋白在不同酸碱度下带不同电荷的特性，可以利用人为的电场将抗原、抗体扩散，例如免疫电泳试验和双向免疫电泳。免疫电泳首先将抗原加入凝胶中电泳，将抗原各成分依次分散开。然后沿电泳方向平行挖一直线形槽，于槽内加入含有针对各种抗原的混合抗体，让各抗原成分与相应抗体进行自然扩散，形成沉淀线。然后利用标准的抗原－抗体沉淀线进行抗原蛋白（或抗体）的鉴别。上述的方法都是利用肉眼观察抗原－抗体反应产生的沉淀，因此灵敏度有很大的局限。比浊法引入沉淀检测产生的免疫比浊法就是利用浊度计测量液体中抗原－抗体反应产生的浊度，根据标准曲线来计算抗原（或抗体）的含量。该方法不但大大提高了检测的灵敏度，且可对抗原、抗体进行定量的检测。
免疫学发展简史 分三个时期：①经验免疫学时期（公元前400年～18世纪末）； ②免疫学科建立时期（19世纪～1975年）；③现代免疫学时期（1975年至今）。 一、经验免疫学时期（公元前400年～18世纪末） （一）天花的危害 天花是一种古老的、世界流行的烈性传染病，死亡率可高达25％～40％，我国民间早有“生了孩子算一半，得了天花才算全”的说法。患天花痊愈后留下永久的疤痕，但可获得终身免疫。 16世纪由于西班牙殖民者侵略，将天花传播到美洲，墨西哥土著人从16世纪初（1518年）的2000～3000万人到16世纪末减少到100万人，阿茨特克帝国消亡。16世纪中期之后向南进发，在美洲中部毁灭了玛雅和印加文明，随后又毁灭了秘鲁。 （二）人痘苗接种 1．人痘苗接种实践： 中医称天花为“痘疮”，据史书记载人痘苗接种预防天花的方法是在公元前约400年由我们中华民族的祖先建立的。Zinsser微生物学（1988）：发明于中国2000多年之前。 明庆隆年间（1567～1572）；16～17世纪人痘苗接种预防天花已在全国普遍展开。清康熙27年（1688）俄国曾派医生到北京学习种痘技术。并经丝绸之路东传至朝鲜、日本和东南亚国家，西传至欧亚、北非及北美各国。 1700年传入英国/Momtagu夫人在英国积极推广人痘苗接种中起了重要的作用。 1721～1722年天花在英国爆发流行期间，英国皇家学会在国王的特许下，主持进行了用犯人和孤儿做人痘苗接种的试验，均获得了成功，试验者无一人死于天花。在此基础上，1722年给英国威尔士王子的两个女儿（一个9岁，一个11岁）也进行了人痘苗接种，也都获得成功。 2．人痘苗接种意义：有三个方面： ①能有效预防天花。 ②在接种方法、痘苗的制备和保存建立了一整套完整的科学方法，为以后疫苗的发展提供了丰富的经验和借鉴。 清代吴谦所著的《医宗金鉴·幼科种痘心法要旨》（1742年）中介绍了四种接种法：痘衣法－痘浆法－旱苗法－水苗法。并指出这些方法的优劣：“水苗为上，旱苗次之，痘衣多不应验，痘浆太涉残忍。” 对痘苗保存指出：“若遇热则气泄，日久则气薄，触污秽则气不清，藏不洁则气不正，此蓄苗之法。”“须贮新磁瓶内，上以物密覆
免疫学诊断技术的发展及趋势 免疫学广泛应用于三大方面：①传染病预防：接种菌苗、疫苗，使机体主动产生免疫力.严重急性呼吸道综合征（SARS）及艾滋病，终将有赖于疫苗的发明（详见第二十五章）。②疾病治疗：包括肿瘤、慢性传染病及超敏性疾病，可用抗体、细胞因子、体外扩增的免疫细胞及治疗性抗原疫苗治疗。③免疫诊断：按抗原与抗体及T 细胞受体特异结合的原理；按抗原能活化特异的适应性免疫应答，发展起多种特异敏感的免疫学诊断方法，已广泛用于ABO血型定型，传染病诊断，妊娠确诊等等 天花曾是人类历史上的烈性传染病，是威胁人类的主要杀手之一。在欧洲，十七世纪中叶，患天花死亡者达30%。我国早在宋朝（十一世纪）已有吸入天花痂粉预防天花的传说。到明代，即公元十七世纪七十年代左右，则有正式记载接种“人痘”，预防天花。从经验观察，将沾有疱浆的患者的衣服给正常儿童穿戴，或将天花愈合后的局部痂皮磨碎成细粉，经鼻给正常儿童吸入，可预防天花。这些方法在北京地区较为流行，且经陆上丝绸之路西传至欧亚各国，经海上丝绸之路，东传至朝鲜、日本及东南亚国家。英国于1721年流行天花期间，曾以少数犯人试种人痘预防天花成功，但因当时英国学者的保守，未予推广。由于种“人痘”预防天花具有一定的危险性，使这一方法未能非常广泛地应用。然而， 其传播至世界各国，对人类寻求预防天花的方法有重要的影响。 公元十八世纪后叶，英国乡村医生Jenner 观察到牛患有牛痘，局部痘疹酷似人类天花，挤奶女工为患有牛痘的病牛挤奶，其手臂部亦得“牛痘”，但却不得天花。于是他意识到接种“牛痘”可预防天花。为证实这一设想，他将牛痘接种于一8 岁男孩手臂，两个月后，再接种从天花患者来源的痘液，只致局部手臂疱疹，未引起全身天花。他于1798年公布了他的论文，把接种牛痘“Vaccination”（拉丁语中，牛写为Vacca），即接种牛痘，预防天花。在Jenner年代，人们全然不知天花是由天花病毒感染所致，而他在实践观察中，总结发现的种牛痘预防天花，既安全、又有效，是一划时代的发明。接种牛痘在十九世纪初至中叶，在欧洲广泛推广。总之，在十九世纪以前，人们从经验得知接种人痘或牛痘，可获得免疫力，预防天花，但对病原体及获得免疫的道理却全然不知。 细胞免疫学的发展明确了T 及B 淋巴细胞经表面受体识别抗原分子，受体
当今免疫学的发展 免疫学是生命科学及医学领域中的前沿学科,涉及抗感染免疫、血液病、自身免疫病、移植免疫和肿瘤免疫等诸多范畴。该学科近二十年来与细胞生物学、分子生物学、分子遗传学以及生物化学相互渗透,发展迅猛。分子生物学、分子遗传学以及细胞生物学的发展促进了分子免疫学、免疫遗传学以及免疫生物学等新的分支学科的形成,使人们在分子水平上对免疫系统的结构与功能有了更加深刻的认识。生命科学中许多重大问题的发现、解决或应用都首先与免疫学研究的突破有关,免疫学基础理论研究的突破不断导致生命科学领域的革命。自1960年迄今共有13位免疫学家获得诺贝尔医学奖。本文仅就免疫学研究近年来的发展现状以及今后的发展趋势做简要的评述。 1 免疫学在分子水平上的深化与发展 分子免疫学近年来的突破性进展层出不穷。例如,发现天然免疫系统可通过特异性受体识别病原体共有的保守性分子特征(pattern),称此种受体为特征识别受体(pattern recognition receptor,PRR)。目前对PRR分子结构与信号转导途径正在深入研究中,并探讨天然免疫系统对获得性免疫应答类型导向作用的分子机制。此外,应用单克隆抗体及分子生物学技术发现了大量膜分子,被统一命名的白细胞膜表面分化抗原(CD分子)已有250个之多。再之,对免疫球蛋白分子、主要组织相容性(抗原)复合物(major histocompa-bility complex, MHC)分子、T细胞和NK 细胞识别受体、补体分子、细胞因子以及趋化因子等的分子结构、生物学功能、基因结构等均有了相当深入的了解。近年来对淋巴细胞发育的分子机制研究也有突破性进展。例如,发现PU.1/Ikaros可调控T、B细胞的发育,GATA-3影响T谱系的发育,EIA/EBF/Pax可调控B细胞的发育等。对T细胞在胸腺内分化发育分子机制的研究表明,胸腺细胞膜分子、pTA/TCR分子、Bortch分子、CD30/CD153以及CD69等分子与其分化相关。此外还发现Ras-MAPK信号转导与阳性选择相关,而与阴性选择无关。对T、B细胞活化、增殖、分化、凋亡的分子机制研究发现,T、B细胞在免疫应答过程中涉及多种膜受体分子如TCR/BCR复合分子、粘附分子、趋化因子受体、补体受体、Fc受体以及Fas等。这些分子在免疫应答过程中发挥不同的作用。小鼠和人辅助性T细胞(Th)可在不同的环境条件下(如APC类型、抗原种类、细胞因子)发育分化为不同功能性Th细胞(如Th1、Th2、Th3等)亚群。目前区分这些T细胞亚群的主要指标是它们分泌细胞因子的特点,可以预测在不久的将来还会发现可用于区别不同Th细胞亚群的膜表面分子。Th1/Th2平衡调节可导向免疫应答类型,其在免疫性疾病中的作用倍受重视。 2 免疫系统与神经内分泌系统的相互作用 80年代初发现免疫细胞可以合成阿片肽,其后对免疫系统和神经内分泌系统相互关系的研究进展迅速,极大地丰富了我们对机体内环境稳定机制的理解。目前已证实免疫细胞表面具有神经递质和内分泌激素受体,而神经细胞表面也具有细胞因子受体,因此各系统可通过各自表面受体及其释放的介质进行信息交流及功能调节,藉以维持机体内环境的稳定。
手机摄像头当电脑摄像头图文教程
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手机摄像头当电脑摄像头图文教程 手机摄像头连接电脑.因为我的手提电脑没有自带摄像头,只有自带的麦克风,使我出差的时候,如果要应付单位的视频会议或者和朋友QQ视频聊天,则要自带一个摄像头,包里装了一大堆线,很不爽.入手了多普达D600后,看着手机上200万像素的相机,心里就想,能否把手机的摄像功能共享到电脑上,实现视频共享? 经过搜索寻找,我终于发现了一款软件可以实现此功能.现在把这款软件及设置办法告诉大家,希望能够给广大像我一样的机油带来方便. 这款软件就是Ateksoft公司出品的WebCamera.是免费的,不过是英文版.也不要紧的,相信只要有初中以前英语水平都应该很容易弄懂英文意思.呵呵,希望有心人能够把它弄成汉化版更好.下载后，会有两个文件，一个是CameraPlusSetup.exe，是在电脑上安装的文件，另一个是“覆盖XX”文件夹，文件夹里面是一个WebcameraPlus.exe文件，是等下用来破解用的（不过我试过了好像作用不大）。 一、在电脑和手机上安装Webcamera 在安装软件前，电脑上必须安装有ACTIVESYNC4.2以上，实现手机与电脑的同步。由于我是用蓝牙与电脑同步的，在此不再罗索，如果哪位不懂如何实现用蓝牙与电脑同步的，请看我先前的宝典，里面有详细说明。 先把数据线连上手机，双击下载的WebCameraPlusSetup.exe进行安装，由于和电脑通用软
免疫学发展简史 分三个时期:①经验免疫学时期(公元前4０0年～18世纪末);②免疫学科建立时期(19世纪~１975年);③现代免疫学时期(197５年至今)、 一、经验免疫学时期(公元前4０0年~18世纪末) (一)天花得危害 天花就是一种古老得、世界流行得烈性传染病,死亡率可高达２5％～40％,我国民间早有“生了孩子算一半,得了天花才算全”得说法。患天花痊愈后留下永久得疤痕,但可获得终身免疫。 16世纪由于西班牙殖民者侵略,将天花传播到美洲,墨西哥土著人从１6世纪初(151８年)得20０0～300０万人到１6世纪末减少到１0０万人,阿茨特克帝国消亡、1６世纪中期之后向南进发,在美洲中部毁灭了玛雅与印加文明,随后又毁灭了秘鲁。 (二)人痘苗接种 1、人痘苗接种实践: 中医称天花为“痘疮",据史书记载人痘苗接种预防天花得方法就是在公元前约4０0年由我们中华民族得祖先建立得、Zｉｎssｅｒ微生物学(1988):发明于中国2000多年之前、 明庆隆年间(1567~15７2);16～17世纪人痘苗接种预防天花已在全国普遍展开。清康熙2７年(1688)俄国曾派医生到北京学习种痘技术、并经丝绸之路东传至朝鲜、日本与东南亚国家,西传至欧亚、北非及北美各国。 1700年传入英国/Momtagu夫人在英国积极推广人痘苗接种中起了重要得作用。 1721～1722年天花在英国爆发流行期间,英国皇家学会在国王得特许下,主持进行了用犯人与孤儿做人痘苗接种得试验,均获得了成功,试验者无一人死于天花、在此基础上,1７22年给英国威尔士王子得两个女儿(一个9岁,一个１１岁)也进行了人痘苗接种,也都获得成功。 2。人痘苗接种意义:有三个方面: ①能有效预防天花。 ②在接种方法、痘苗得制备与保存建立了一整套完整得科学方法,为以后疫苗得发展提供了丰富得经验与借鉴。 清代吴谦所著得《医宗金鉴·幼科种痘心法要旨》(1742年)中介绍了四种接种法:痘衣法—痘浆法－旱苗法－水苗法。并指出这些方法得优劣:“水苗为上,旱苗次之,痘衣多不应验,痘浆太涉残忍、” 对痘苗保存指出:“若遇热则气泄,日久则气薄,触污秽则气不清,藏不洁则气不正,此蓄苗之法、”“须贮新磁瓶内,上以物密覆之,置之洁净之所,清凉之处。” 痘苗有“时苗"与“熟苗”之分,开始采用得痘痂叫时苗,经人体接种传代后制备得叫熟苗。清代朱奕梁编著得《种痘心法》中写道:“其苗传种愈久,则药力之
关于丝印方面 1.用croedraw绘制制作菲林所需要的档案.其中包括丝印所需字型.字高.字距. 2.有菲林制造商为我们做好所需菲林. 3.用菲林做出所需要的网板.用网板就可以丝印了. 我做一些这方面的工作，但我是搞结构设计的，曾附带做过不少如丝印，纸箱的工作，我过去的老板认为从产品设计到最后的包装都由一个人负责不容易出问题。所以没办法只好也做了几年丝印包装的工作。 一般来说，是比较灵活的，不同的印刷商处理问题的方法是不一样的，主要看合作关系。普通纸箱出菲林的工作一般都会直接由印刷商来做，这样有问题时要修改比较方便，再加上菲林制作费用也较低。而彩盒就不同了，光是菲林制作费用就高很多了，印刷商一般就不愿意帮你出菲林了，而且容易出问题，因为彩色印刷是四色印刷，经常一要修改四张菲林都要改的，大多数情况，都要重新出菲林了，这意味着由于你的不小心又浪费了几千块。一般印刷商都不愿意给自已找这个麻烦的。再加上大多数印刷商自己的制版能力并不强，所以大多都会要求由你自已出菲林的，所以在做彩箱时最好细心点，否则一出问题，就有你烦的，而且公司又要多花钱了，老板问起来就不太好说了。 一般流程 当你将丝印文件传给印刷商后，首先都会打一些手板回来，是没印刷的叫做白盒，主要目地是给你看一下纸箱的尺寸的，当尺寸确认后，他再会送一些有印刷的样板箱，这回就是确认你的印刷是否有问题了，这时如发现有问题你就可以提出修改，如果仅是小范围的修改，如发现文字有误，你提出后，合作关系好的一般就会直接帮你改的，但是有可能影响全局效果的就不会帮你改了，但是大多数印刷商也不会帮你改的，怕日担责任。多数会要求你自己重新制版的。当你确认全部OK要批量生产时就要开刀模了，开完刀模后，会再送一次板，做最后的确认，这时再修改就麻烦多了，最好出问题的不是你，而是印刷商，否则你可能又要花钱了。最后确认后就可以批量了。在批量过程中又发现问题，就象上一段讲了，普通纸箱可能不需要重新制版了，而彩盒大多数是要的，除非你老板可以接受由于修改而造成套印不好的彩盒，不过你难说，有人就能能接受，省钱吗。 上面是我本人的一点工作经验，不对的地方大家可以指出，也可以一起讨论，不过这种工作都不会有完全一样的模式，实际工作还是看人去做的。 再告诉大家一个小窍门，在去出菲林时，最好能将你的丝印文件中的文件部份全部转为曲线（curve），否则会很容易出现字体变了的情况，全部转为曲线后再全部（不是光指文字啊，是全部的东西）合并成一个群组（Group），特别是有很多层（layer）的情况，再检查一下有没有层错位的情况，这样就不容易出问题了 再谈谈丝印方面的技术，丝印一般是用于表面较平的东东，如果表面弧度过大，就要采用移印了，不过这不是今天讨论的话题了。 丝印的应用是很广的，我们周围很多的，各种logo大多都是丝印的，而且原理都差不多的，只是工艺不太相同罢了，不过我想这里大家关心的主要还是结构件的丝印了。结构件丝印前一般都会先喷油的，喷油之会再就需要烤漆，烤漆之后就可以丝印了。丝印，移印都是只能印单色的，如果有多色，那有几色，
没有比这个更实用的手机摄影教程了 现在朋友圈大家每天都是发很多照片，我这边普及一些易懂摄影知识，让大家朋友圈发的照片更有质量，最起码对得起观众的眼睛！随着手机摄像头的分辨率越来越高，镜头及编辑应用程序越来越专业，手机摄影更加受大众的喜爱和关注。 除了手机摄像头本身的硬件条件之外，摄影者的拍摄水平无疑更是制约其成像效果的重要因素。那我们怎样用手机拍出一张好的摄影作品呢？下面我就说说以下最基本最实用的几点： 1，对焦，曝光 很多朋友拍摄图片的时候会碰到这样的问题，照片拍摄的主题模糊不清楚，或是照片太暗或者太亮，这样的照片我们后期也是很难调回来的。
现在多数手机都有对焦和调明暗度的功能，我们拍摄的时候手机对准拍摄对象，手指在屏幕上点击你要对焦的主体，正常都会以你对焦的主体准确曝光，如果您觉画面太暗，（以iphone为例) 对焦的时候会出现一条明暗线，您可以上下拖动来调整明暗度，来选择正确的曝光度。
2，光线
这边说的光线是指拍摄对象所受的光线，比如太阳直接对着你照射这叫顺光，背向你照射这叫逆光，还有测光，侧逆光，侧顺光。 我们这边主要就讲逆光和顺光，我经常看到很多摄影小白拿起手机背对太阳给人家拍合照，（ps:并没有绝对不行也可以拍摄剪影效果）但是我觉得对方是想拍到此一游的，结果脸都是黑的看不清，所以这时候我们就尽量顺着光线拍摄。
3，构图 拍摄构图是非常重要的，怎样构图让画面看起来更加协调呢？手机拍照与任何专业设备拍摄一样，我主要说两个大家比较易懂通用的构图（接下来我们会有单独的教程详细讲解构）。首先是拍摄大场景的时候，一定要画面平稳，不能东倒西歪，这样拍出来的照片看起来才大气舒服。 很多手机拍摄都有九宫格，我们可以把这项功能打开，说到九宫格我们就说说井字构图（也叫黄金分割或三分法则），将被摄主体放在“九宫格”交叉点的位置上。“井”字的四个交叉点就是主体的最佳位置。一般认为，右上方的交叉点最为理想，其次为右下方的交叉点。但也不是一成不变的。
PCB 工艺技术规范工艺流程:开料→钻孔→刷板→丝印线路→辊压固化→酸洗刷板→喷锡→刷板→丝印阻焊→固化→丝印字符→字符固化→成型→包装→出货 PCB工艺流程介绍 开料 目的:将大块的绝缘板剪裁成生产板加工尺寸,方便生产加工 剪板机 流程:
选料量取尺寸剪裁 流程原理: 利用机械剪床,将板裁剪成加工尺寸大小注意事项: 确定板厚、避免划伤板面 钻孔 数控钻床 目的:
使线路板层间产生通孔,达到安装与连通层间作用 流程: 配刀钻定位孔上销钉钻孔打磨披锋 流程原理: 根据工程钻孔程序文件,利用数控钻机,钻出所需要的孔 注意事项: 避免钻破孔、漏钻孔、钻偏孔检查孔内是否有毛刺刷板 四刷刷板线 目的: 去除板面的手印、油污、灰尘、钻屑,使板面孔内、清洁干净 流程: 放板调整压力、传送速度出板 流程原理: 利用磨刷机械压力与压力水的冲力,刷洗板面与板四周民物达到清洗、整洁作用,使表面达到微观粗糙 注意事项:
板面撞伤、压力大小调整、防止卡板 丝印线路 目的: 在绝缘层上丝印出所需要的导电线路层 流程: 对位丝印线路放置压板固化 流程原理: 将所需要的丝网图形用漏印的方法在板面形成图形,再通过压力在板面形成一个平整的表面,经过固化让导电层牢牢的附着在板面上 注意事项: 对偏位、丝印不清、厚度不均、连线压板不均酸洗刷板
四刷刷板线 目的: 清法板面异物、氧化、手指印、油污,使线路表面达到微观粗糙,增强附着力 流程: 微蚀水洗机械磨板压力水洗自来水洗吸水冷风吹干燥 流程原理: 通过微蚀液,去掉板面的氧化铜,然后在尼龙磨刷旋转给一定压力的作用下,清洁板面 注意事项: 板面氧化、刷断线 喷锡 目的: 在裸露的铜面上涂盖上一层锡,达到保护铜面不氧化,利天焊接作用 流程: 微蚀涂助焊剂喷锡箔清洗
免疫学在医学发展中的作用 摘要：现代免疫学已成为医学中的前沿科学，免疫学发展水平是反映一个国家综合科学实力及发展水平的指标之一。免疫学在20世纪取得的辉煌成就，在消灭传染病及理解人类感染及非感染性疾病方面获得的巨大成效，在揭示生命活动基本规律，发展生物论和方法上的任何一次突破和进展，均会极大地促进医学的发展。 关键词：免疫学，应用 1、 免疫学为人类防治疾病作出了重要贡献，并有更加广阔的需 求和应用 人类生存和发展依赖于与有害环境和疾病的抗争和防御。基于最初对免疫学的基本要素“抗原与抗体”的认识和应用，疫苗的预防接种使人类得以消灭及控制流行已久的严重传染病。从18世纪牛痘苗的发明应用，到1980年世界卫生组织（WHO）宣布“天花已在全世界被消灭”，到鼠疫、霍乱、黄热病等等的有效控制。免疫学在抗感染性疾病方面取得了辉煌的成就。抗体的应用，也从20世纪初最早的马源抗体用作临床治疗，到用抗体进行ABO血型鉴定，使异体间输血成为可能，到如今基因工程技术利用小鼠生产出的完全人化抗体，应用于肿瘤及自身免疫病的治疗。免疫学为医学各领域带来了全新的突破。 多年来，免疫学基础理论的发展，使免疫学进入到现代免疫学时期，免疫学研究主要以基因活化及分子作用为基础，理解免疫细胞的生命活动与功能，理解细胞与细胞间及免疫系统与机体整体间的功能。基于现代免疫学对“免疫应答及免疫效应是免疫学核心”的认识，以及对“抗原特异的适应性免疫应答”的深入理解，建立了以免疫学有效防治相关疾病的基础。从而使免疫学家可以利用新型研发的疫苗去征服严重威胁人类生命的传染病，如艾滋病、肝炎，结核；可以从免疫学角度深入认识并解决肿瘤、心脑血管疾病、自身免疫性疾病、老年疾呆等困扰人类已久的疾病以及新认识的疯牛病；可以发展以干细胞的异体移植为主体的再生医学，免疫学的介入，将提供有力的研究支持，开辟全新的争决途径。目前，新的医学研究发现心脑血管疾病的发病，与外来的病原体与血管壁的某种抗原成分借分子模拟，发生抗原的交叉递呈，引起自身免疫应答有密切关系。由治疗医学模式向预防医学模式的转变是现代医学发展的方向。人们如何保持自己的健康？免疫学可提供提高人体自身免疫力的有效手段，从而能解决日益突出的老年医学问题，精神
医学免疫学免疫球蛋白 大纲要求 一、基本概念 二、免疫球蛋白的结构 三、免疫球蛋白的类型 四、免疫球蛋白的功能 五、各类免疫球蛋白的特性和功能 六、抗体的制备 一、基本概念 （一）抗体（antibody, Ab） 是B细胞接受抗原刺激后增殖分化为浆细胞所产生的糖蛋白，主要存在于血清等体液中，是介导体液免疫的重要效应分子。 （二）免疫球蛋白（immunoglobulin, Ig） 指具有抗体活性的或化学结构与抗体相似的球蛋白。 二、免疫球蛋白（Ig）的结构 （一）Ig的基本结构 由两条相同的重链（H链）和两条相同的轻链（L链）借链间二硫键连接组成。 可变区（V区）和恒定区（C区） 可变区：H链近氨基端（N端）1/4或1/5区域内的氨基酸、L链近N端1/2区域内的氨基酸序列多变，称为V区。 超变区（HVR）：VH和VL各有3个区域的氨基酸组成和排列顺序高度可变，称为HVR，也称为互补决定区（CDR）。一般CDR3变化程度更高。 骨架区（FR） 恒定区：H链和L链靠近C端区域的氨基酸序列相对稳定，称为C区。
免疫球蛋白的类、亚类、型、亚型 根据CH不同分为五类： CH：γαμδε Ig： IgG IgA IgM IgD IgE 亚类：IgG1~IgG4; IgA1、IgA2。 根据CL不同分为两型：κ型、λ型 亚型：λ1~λ4 （二）Ig的功能区 L链：VL、CL。 H链： VH、CH1、CH2、CH3（IgA、IgG、IgD）VH、CH1、CH2、CH3、CH4（IgM、IgE）铰链区：位于CH1与CH2之间，易弯曲。各功能区主要功能： VH、VL：与抗原特异性结合部位 CH和CL：遗传标志所在处 IgG的CH2和IgM的CH3:激活补体 IgG的CH2/CH3和IgE的CH4:结合细胞
安卓手机变成电脑摄像头-- droidcam使用教程 随着网络的普及，视频聊天很是必要 哪天临时需要视频，手头又没有准备摄像头，我们一般就只能放弃了 其实我们手头500W像素以上的手机比比皆是，难道手机摄像头就无其他用武之地了么？ 有些朋友可能会通过手机QQ和对方视频，那效果，不敢恭维。为何不用我们的手机充当电脑摄像头呢？ 下面介绍一下本人亲测成功的两款软件usbwencam和droidcam。两者均支持手机变成网络摄像头。前者比较卡（此贴忽略不谈），后者很流畅--推荐 下面简单讲讲droidcam的安装和操作（理论上安卓系统手机通用）： 有三种连接方式数据线，蓝牙，wifi，上面的网站上有非常明确的连接步骤，我测试了wifi和数据线，效果都非常不错.蓝牙没有适配器，无法尝试 A. 1.先将USB连接 首先要懂得如何运行ADB，这边具体ADB的使用不想多说， 2.安装方法, 电脑上需要安装ADB客户端. 客户端在附件中，解压缩后，把adb客户端里面的文件放到系统盘的windows/system32 文件夹里就可以了， 3.手机上要把USB调试模式打开. 如果手机提示没有ADB驱动，附件也有包含，可以选择安装。win7系统下电脑会自动搜索adb的驱动。 4.然后电脑运行里输入命令adb forward tcp:4747 tcp:4747，应该会出现一段提示，提示成功结束后， 5.打开droidcam手机客户端
6.打开电脑客户端（开始-所有程序-droidcam） 选adb连接，点连接，就ok了，现在测试下你的qq视频，视频设备选droidcam，就OK了 B.接下来说说wifi连接摄像头，这个相对来说比较简单。只要把手机和电脑连接到同一个无线路由上，启动droidcam客户端和pc客户端，选wifi/LAN连接，根据安卓手机客户端显示的ip设置pc客户端的ip，点连接就可以了。同样在QQ里可以测试视频效果
在标牌生产过程中，起决定性作用是丝网印版及承印物前处理的工艺技术和印刷要点及丝印油墨的选择。 一、丝网印刷制板： 1、漆膜雕刻法： 是手工制版法的一种，较简单。可印制一般不太精致的单色图案和文字。 （1）喷制刻版漆膜纸：将描图纸用浆糊粘在平整的木版上，用排笔把橡胶水1份（体积比），汽油1份调好，均匀地涂在纸面上，干后喷涂软性清漆3—5次，每次喷涂后，在烘箱中用40度~50度烘干，漆膜厚度喷至5~6毫米为宜，漆膜应光亮、均匀、无气泡、无污点。 （2）雕刻图形：把漆膜纸贴在图形上，用刻刀、圆规刀、直尺按图形雕刻，轻轻地剔除漆膜。 （3）转贴：雕刻图形之后，便可以往事先做好的丝网框上转贴了。方法是把刻好的漆膜放在网框下面压紧，用棉花沾少许稀料在上面轻轻复擦，至漆膜与丝网粘牢为止。干燥数分钟后，把描图纸揭掉。如果纸未全掉，可用棉花沾水擦净。空白的部分用硝基漆涂一层，将丝网的网眼堵住。晾干后即可印刷。 2、碳素纸晒版法： 也是一种较简单的手工制版法。 （1）裁感光纸：感光纸是一种混合物较厚地涂上上氧人钡原纸上制成的碳素纸，按图形的大小裁好备用。 （2）敏化：在500毫和20克重铬酸铵配制的溶液中浸泡3－5分钟，取出碳素纸，把水分流干。 （3）曝光：把碳素纸平贴在清洁的玻璃上，胶膜向上，在上边覆盖阳图聚酯薄膜底版，用晒版机进行曝光，曝光时间8－12分钟。 （4）显影：曝光后在40~50度温水中浸泡数分钟，使胶膜和阳图版与氧化锌原纸自然脱离，用温水仔细显影至力形文字清晰为止。 （5）转贴：把制好的版放在予先绷好丝网的网框下面，在丝网上面覆盖几层报纸，压上玻璃板，以1－2公斤/平方厘米的重压，此时胶膜与丝网贴牢，取下重物和报纸，用电炉烘干胶膜，再取下原纸，胶膜图形即转到丝网上。仔细检查图形有无缺陷，合格后把图形周围的丝网上涂上一层硝基磁漆保护，把丝印印版装在印版台，以备印刷。此种制版法的适用范围与漆膜雕刻法相同。 3、感光制版法：丝印标牌所用的印牌精度要求较高，一般都采用先进的直接、间接、直间三种感光制版法。 A、直接制版法： （1）岗框使用铝框，用不着绷网机动性绷网，气压在5－6公斤/平方厘米，使用缩醛胶粘网，绷松紧程度用张力测量，张力5－7公斤，下沉尺寸应小于2毫米。 （2）清洗丝网：用洗衣粉、洗洁精、乙醇等作为洁洗剂，清洗丝网的两面，并用清水冲净，经热风干燥后待用。目的是使网能与感光胶更好粘合。 （3）刮斗（涂布斗、涂布器）：涂布感光胶的刮斗可以用不锈钢制成，也可用有机玻璃板制成刮板。其长度一般略小于是丝网框内径（把长度不同的几种刮斗配成一套备用）B。刮斗的边缘必须薄而不刃，光滑挺直，不允许有凹凸、毛刺、伤痕等缺陷，以心影响制版质量。涂布丝网感光胶时，每涂三次烘干一遍，需连续作3－4遍，直到胶膜达到需要的厚度为止，再进行曝光。 （4）干燥箱的温度，较为理想的是用可调温度的干燥箱。感光胶的干燥温度，一般控制在40度左右，烘烤时间过长或温度过高，都会影响感光层质量。 （5）安全灯光：工作室的照明光源，一般都采用橙色、黄色或红色光作为安全灯光，但从视觉来说，橙黄色光源舒服些。其亮度以能清楚地看见一切物件为宜。 （6）检验底版：在晒版之前必须对底版仔细检查，包括版面上尘土、底版黑度、线条断缺、砂孔缺陷等项及图象文字的正反是否符合要求。 B、间接制法： （1）准备网框和感光膜：把绷好的网框（尼龙丝用220－260目的）用10%磷酸钠水溶液清洗，除去
没有比这个更实用的手机 摄影教程了 This model paper was revised by the Standardization Office on December 10, 2020
没有比这个更实用的手机摄影教程了 现在朋友圈大家每天都是发很多照片，我这边普及一些易懂摄影知识，让大家朋友圈发的照片更有质量，最起码对得起观众的眼睛！随着手机摄像头的分辨率越来越高，镜头及编辑应用程序越来越专业，手机摄影更加受大众的喜爱和关注。 除了手机摄像头本身的硬件条件之外，摄影者的拍摄水平无疑更是制约其成像效果的重要因素。那我们怎样用手机拍出一张好的摄影作品呢下面我就说说以下最基本最实用的几点： 1，对焦，曝光 很多朋友拍摄图片的时候会碰到这样的问题，照片拍摄的主题模糊不清楚，或是照片太暗或者太亮，这样的照片我们后期也是很难调回来的。 现在多数手机都有对焦和调明暗度的功能，我们拍摄的时候手机对准拍摄对象，手指在屏幕上点击你要对焦的主体，正常都会以你对焦的主体准确曝光，如果您觉画面太暗，（以iphone为例) 对焦的时候会出现一条明暗线，您可以上下拖动来调整明暗度，来选择正确的曝光度。 2，光线 这边说的光线是指拍摄对象所受的光线，比如太阳直接对着你照射这叫顺光，背向你照射这叫逆光，还有测光，侧逆光，侧顺光。 我们这边主要就讲逆光和顺光，我经常看到很多摄影小白拿起手机背对太阳给人家拍合照，（ps:并没有绝对不行也可以拍摄剪影效果）但是我觉得对方是想拍到此一游的，结果脸都是黑的看不清，所以这时候我们就尽量顺着光线拍摄。
3，构图 拍摄构图是非常重要的，怎样构图让画面看起来更加协调呢手机拍照与任何专业设备拍摄一样，我主要说两个大家比较易懂通用的构图（接下来我们会有单独的教程详细讲解构）。首先是拍摄大场景的时候，一定要画面平稳，不能东倒西歪，这样拍出来的照片看起来才大气舒服。 很多手机拍摄都有九宫格，我们可以把这项功能打开，说到九宫格我们就说说井字构图（也叫黄金分割或三分法则），将被摄主体放在“九宫格”交叉点的位置上。“井”字的四个交叉点就是主体的最佳位置。一般认为，右上方的交叉点最为理想，其次为右下方的交叉点。但也不是一成不变的。 最后讲一个对角线构图，把主体安排在对角线上，能有效利用画面对角线的长度，同时也能使陪体与主体发生直接关系，富于动感，显得活泼。手机摄影本身就是一个相对于比较随性。容易富有创意的拍摄方式。 所以，不要总是想着传统的构图方法和拍摄形式，这样你就OUT了。有时候要敢于创作，总结经验多想多拍。 4，角度 这边说的角度是指摄影者的所持设备的拍摄角度，拍照的角度主要分为俯，仰，上，下，左，右等 例如: 用俯角能拍摄较大场面的照片，比如站在高建筑顶楼，拍摄整个城市的全景。仰角可以表示高大，别致的效果，比如你要把人拍高大点，你就可以蹲下拍摄，趴下也行。
常用免疫学检查参考值 血清免疫球蛋白分类Ig通常是指具有抗体活性和（或）抗体样结构的球蛋白。 应用免疫电泳与超速离心分析可将Ig分5类：IgG、IgA、IgM、IgD、IgE。 IgG：含量最多或最主要的Ig（75%），唯一能够通过胎盘的Ig。主要由脾脏和淋巴结中的浆细胞合成与分泌。 IgA：约占10%，SIgA在局部免疫中起重要作用。主要由肠系淋巴组织中的浆细胞产生。 血清免疫球蛋白 IgM：分子量最大，由5个IgM单体通过J链连接。是最早出现的Ig，是抗原刺激后最早出现的抗体，其杀菌、溶菌、溶血、促吞噬以及凝集作用比IgG高500-1000倍。 测定方法：单向免疫扩散法（RID）或免疫比浊法。 血清免疫球蛋白测定参考值 参考值：IgG：7.6-16.6g/L （RID法）IgA：710-3350mg/L IgM ：0.48-2.12 g/L 临床意义 免疫球蛋白增高 多克隆增高:常见于各种慢性感染、慢性肝病、肝硬化、淋巴瘤和某些自身免疫性疾病，如SLE、类风湿关节炎等。 单克隆增高:主要见于免疫增殖性疾病，如多发性骨隋瘤、原发性巨球蛋白血症等。 免疫球蛋白降低：常见于各类先天性免疫缺陷病、获得性免疫缺陷病、联合免疫缺陷病及长期使用免疫抑制剂的病人。 血清IgD测定 免疫扩散法：0-62mg/L 已发现有些抗核抗体、抗基底膜抗体、抗甲状腺抗体和抗“O”抗体等均属IgD，但活性甚低。 血清IgE：主要由鼻咽部、支气管、胃肠道等粘膜固有层的浆细胞分泌，为亲细胞抗体，能与肥大细胞、嗜碱性粒细胞膜上的FceR结合，产生I型变态反应。 ELASA：0.1-0.9mg/L 临床意义： 1. I型变态反应 2. IgE型骨髓瘤、寄生虫感染等 3. 慢性肝炎、SLE、类风湿性关节炎等。 血清M蛋白测定（M protein，monoclonal immunoglobulins）是一种单克隆B淋巴细胞异常增殖时产生的IgG分子或片段，一般不具有抗体活性。 参考值：蛋白电泳法，免疫电泳法：阴性 意义：1.多发性骨髓瘤（MM），占35%-65%，其中IgG型占60%左右；IgA型占20%左右；轻链型占15%左右；IgD、IgE型罕见。2.巨球蛋白血症。3.重链病（HCDs）。4.半分子病。5.恶性淋巴瘤。6.良性M蛋白血症。 血清补体测定 补体是具有酶活性的一种不耐热球蛋白，分3组：9种补体成分（C1-C9）；B、D、P、H、I 因子；补体调节蛋白，如C1抑制物、C4结合蛋白、促衰变因子等。 总补体溶血活性（CH50）测定 参考值试管法：50000-100000U/L 意义：增高见于急性炎症、急性组织损伤、恶性肿瘤及妊娠。降低见于急性肾小球肾炎、自身免疫性疾病、亚急性感染性心内膜炎、慢性肝病、肝硬化、AIDS、严重烧伤等。