asca游泳教练证含金量
游泳救生员证，是国家职业资格证书。这个证书 属于职业准入性质。从事该行业的相关职位，就必须获得此证书。作为用人单位，在取得高危证的时候，要提供相关从业人员的证书，否则拿不到相关证书。营业活动将是非法经营。出现责任事故将会是全责。对于个人来说，就是从是一个职业的基本要求。至于含金量，也要看这个职位是不是赚钱。如果薪资待遇不高，含金量也不会高。
不光是救生证，这些国职证还是有一定含金量的，毕竟它可以保证持证人确实具备这项技能，至于水平那就要看实际操作了，因为很多人考完初级证后并不会继续升级不过要注意，是国职，不是社指社指仅仅相当于一个荣誉证书，不具备从业资格的认证，不能用以谋取利益，随便花点钱就能买到国职不光是对持证人技能水平的鉴定，还是持证人的上岗证，起码在我们这里，不管你是谁，都要通过正规考试，成绩合格，才能颁发
含金量这个东西需要从多维度来去评估。如果你是普通游泳爱好者。其实含金量不是很高，如果你想考教练证 那你首先必须得有救生员资格证。
作为宇宙信使的X射线
01 来自“看不见”的宇宙的信使
1895年德国物理学家威尔海姆·伦琴(Wilhelm Röntgen)发现了以他名字命名的射线，也就是我们熟知的X射线。1901年首个诺贝尔物理学奖授予了伦琴，以表彰他的贡献。随后几十年的实验和理论研究，尤其是量子力学的研究，证实了X射线是一种电磁波或电磁辐射。典型的X射线波长是可见光的万分之一到百分之一量级。电磁辐射是人类观测和研究宇宙所依赖的主要信使。自古以来这一信使只有可见光，直到最近一百年，人类才开始逐渐打开其他波段窗口，包括红外、紫外和射电波段。而X射线窗口则经过了更加漫长的等待。这是由于地球大气的阻挡作用，使外太空的X射线无法到达地面(图1)，当然这对地球生命和人类来说无疑是件幸事。为了接收宇宙的X射线信号，需要将探测器放到几十千米以上的高空大气层，***是太空的环地球轨道。因此，X射线天文学的诞生和发展必然是在人类有能力征服太空之后才得以实现。也正是基于这一原因，X射线天文学一直是空间科学的一个重要领域。
与射电天文学类似，X射线天文学的起步也是源于二战中发展起来的军事技术。20世纪40年代末，美国海军实验室利用俘获的德国V2火箭搭载的盖革计数器，探测到了来自太阳的X射线辐射。1962年，美国科学与工程公司的里卡多·贾科尼(Riccardo Giacconi)带领的团队利用改进后的探空火箭和盖革计数器，首次发现了太阳系之外的宇宙X射线源，即位于天蝎座(Scorpius)的Sco X-1(图2)[1，2]。随后多个团队竞相开展火箭和气球实验，探测到了更多的X射线源。然而，早期对这些源的精确定位和光学对应体证认十分困难。这些奇特的X射线源的本质困扰了天文学家相当长的时间。后来的研究证实，它们主要是银河系内的X射线双星、超新星遗迹，以及银河系外明亮的活动星系核和星系团，等等。由于开启了X射线这一 探索 “看不见”的宇宙的新窗口，贾科尼获得了2002年诺贝尔物理学奖。
图2 1962年6月发现的首个宇宙X射线源Sco X-1的探测器计数(纵轴)沿扫描方位角方向(横轴)的分布[2]。计数峰值对应的方向指示辐射来自天蝎座天区
天体的X射线辐射产生于具有极端物理条件(极高温，极强引力场、磁场和激波等)的区域和过程。这些天体和区域往往是在可见光及其他电磁波段所无法看到的(图3)。发出X射线的天体从太阳和太阳系行星、恒星和恒星形成区、致密天体、超新星遗迹、星系和活动星系核、星系群和星系团，到超新星和伽马暴等高能暂现和爆发天体等等，涵盖了宇宙中大部分类型的天体[3，4]。随着SRG/eROSITA卫星的全天巡天的开展，目前已发现超过一百万个X射线源，预期不久将超过几百万个。X射线已成为人类赖以认知宇宙不可或缺的信使。
图3 猎户座星空的光学和X射线(ROSAT 卫星)图像(来自德国马普物理所)
02 天体的X射线辐射和探测
2.1 天体X射线辐射的产生
与可见光相比，X射线表现出更为显著的粒子性，辐射的基本量子单元称为光子。X射线光子能量为0.1—200 keV(1 keV=1.6 10-9 erg)，为可见光的成百上万倍。如此高能量的光子是由能量更高的电子在速度发生改变的过程中产生的。产生X射线连续谱的微观辐射过程主要包括：高能电子与其他荷电粒子相互作用产生的韧致辐射，电子在磁场中运动产生的同步加速辐射，电子与低能光子碰撞产生的逆康普顿散射[5，6]。对于原子序数较高的原子/离子(O、Si、Fe等)，某些电子壳层之间的能级差Δ E 落入X射线光子能量范围，由荧光过程或复合过程导致的电子在壳层之间的跃迁会产生特征线辐射，最为常见的如铁的6.4 keV Kα发射线。
按照电子能谱分布特征，X射线辐射通常分为热和非热两个大类。前者包括处于局域热力学平衡态的稀薄高温等离子体产生的热韧致辐射或对低能光子的逆康普顿散射，以及光学厚辐射区产生的黑体辐射。辐射能谱在光子能量 E ~ kT ( k = 1.38 10-16 erg K-1为玻尔兹曼常数)以上呈指数衰减式的截断。当电子温度或黑体有效温度足够高( T 106 K)，辐射的峰值将落在X射线能段。而远离热平衡态的电子能谱分布产生的X射线称为非热辐射。绝大部分非热X射线源的能谱呈现出幂率谱，这是由于电子能量分布是幂律谱所导致的(注：某些热辐射在远离截断频率且范围有限的能段里也会近似为幂率谱)。有些天体发出能量很高的硬X射线甚至伽马射线，表明存在相对论性的高能电子(洛伦兹因子 γ 1)。
由于X射线光子能量高，电子的辐射冷却时标很短。因此，在持续辐射的X射线源中，必须存在某种能量注入以加速/加热电子，如电磁场和激波。所以说，X射线揭示了宇宙中温度极高的天体和物质的存在，或者是大量能量急剧释放的机制，这些往往都是由某些极端条件下的物理过程引起的。
X射线光子与物质会产生相互作用。在光子能量 E 60 keV 时，光电效应占主导地位。由于银河系充满了星际介质，来自天体的几个keV以下的低能光子会被部分或完全吸收。吸收强度取决于光传播路径上的气体柱密度，在低银纬方向吸收最为严重。在约60 keV以上，光与物质的作用则被电子的康普顿散射主导。正是这些效应使得宇宙X射线辐射不能穿透地球大气层(1 keV的X射线在空气中的传播距离不到1 cm)。此外，天体X射线在传播路径上还会受星际尘埃颗粒的散射，形成晕状结构。
2.2 探测技术和手段
与大多数天文探测不同，X射线的探测一般是以单光子进行的，可以记录每个光子的到达时间、能量、在探测器上的位置。经过数据处理可以同时获得源的流强及其光变、能谱和方位(二维图像)，也可以通过测量光电子的径迹得到光子的偏振方向。探测技术包括X射线光学系统(望远镜)和探测器[7，8]。
X射线不能像可见光和无线电波那样被反射。早期的X射线观测只能通过在探测器前面加准直器，用以限制视场，避免其他方向的源的干扰。还可以通过准直器扫描天空或转动视场，获得计数率随时间变化的调制信号，从而实现源的粗略定位(如慧眼-HXMT)。对同时需要大视场和点源定位的观测，可采用小孔成像(如MAXI)，或更多地采用编码板(随机分布的很多孔径，如Swift/BAT)，加上大面阵的二维位置灵敏探测器。随着1978年X射线聚焦成像技术在爱因斯坦天文台上的成功应用，X射线天文学才进入了真正意义上的望远镜观测时代。对于几十keV以下的X射线，可以通过连续两次在光滑曲面上的掠射反射，实现聚焦成像。通常采用的光学系统是旋转抛物面加旋转双曲面(Wolter-I型望远镜)，并使用多层嵌套的共焦镜面以增大光子接收有效面积(图4)。90年代以后的X射线望远镜大部分采用了该技术。由于此类望远镜视场不超过1 —2 ，不能用来开展大视场观测。近年来出现的龙虾眼微孔(MPO)聚焦成像技术可以实现大视场的X射线掠入射聚焦成像。
图4 X射线聚焦望远镜成像原理(来自 NASA)
X射线探测器正是利用了光子与物质相互作用的原理。X射线光子在介质中通过电离或散射，将能量传给所产生的光电子或康普顿电子。获得动能的电子在探测器介质中与其他原子碰撞，进一步电离或激发径迹上的原子，产生更多的电子或激发态原子。探测器通过放大并收集所产生的电或可见光信号，实现对入射X光子的记录[7，8]。常用的X射线探测器有以下几种主要类型：气体正比计数器、晶体闪烁探测器、微通道板(MCP)探测器、CCD和CMOS探测器、碲锌镉半导体探测器、高能量分辨率的微量能器、X射线偏振探测器等。在CCD前加透射或反射光栅，还可以获得点源的高分辨X射线光谱。
2.3 重要的X射线天文卫星
2.3.1 早期X射线卫星
1970年，NASA发射了首颗X射线天文卫星Uhuru，对X射线天空进行全天巡天普查，开启了X射线观测宇宙的新纪元。Uhuru解开了Sco X-1等天体之谜，并发现了339个X射线源(图5)，包括位于银河系外的活动星系核和星系团。之后美国和欧洲相继开展了后续空间卫星探测，包括Ariel-V(英国)、ANS(荷兰)、SAS-3、OSO-8和HEAO-1(美国)等，获得了更多关于宇宙X射线源的数据。早期X射线天文卫星多采用准直器加气体正比计数器的技术。
图5 由 Uhuru卫星获得的首个全天巡天的339个X射线源的天球分布，大小表示源的亮度(来源NASA)
2.3.2 近代的X射线卫星
NASA于1978年发射的爱因斯坦天文台是首颗搭载Wolter-I型聚焦X射线望远镜的卫星，其高空间分辨成像能力和高探测灵敏度引发了X射线天文观测的革命。1980—1990年间国际上发射了几颗各具特色的准直型X射线卫星，包括欧洲空间局(ESA)的EXOSAT和日本的GINGA。德国1990年发射的以伦琴命名的ROSAT卫星(Röentgen Satellite)，首次利用聚焦望远镜完成了深度全天巡天，发现了十几万个X射线源。1993年日本发射的ASCA卫星首次成功使用CCD作为X射线探测器。意大利—荷兰的BeppoSAX卫星采用宽视场监视器和窄视场望远镜协同观测，首次探测到伽马暴X射线余辉并成功对其精确定位。其他著名的卫星还有RXTE(NASA)，Suzaku(JAXA)，以及探测伽马暴X射线的HETE-2(美国)等。
X射线天文学的历程也记载了光荣的失败。例如微量能器高分辨光谱仪，经过几次努力至今尚未成功(最近的一次是JAXA的Hitomi卫星)。
2.3.3 在轨运行的X射线卫星
大型空间天文台Chandra(NASA)(图6)和XMM-Newton(ESA)均采用Wolter-I型聚焦望远镜和CCD探测器，并配有高分辨光栅光谱仪。Chandra具有目前***的成像空间分辨率和弱源探测灵敏度，而XMM-Newton具有***的光子接收面积，以获取高信噪比X射线光谱和光变数据。美国的NuSTAR首次实现了在硬X射线(10—79 keV以上)能段的聚焦成像。大视场时域天文监测设备有伽马暴卫星Swift(NASA)和国际空间站上搭载的X射线全天监视器MAXI(JAXA)。近年来发射的有多波段天文卫星AstroSAT(印度)，国际空间站搭载的NICER(NASA)，SRG/eROSITA(德国/俄罗斯)，后者将ROSAT全天巡天拓展到更高能段和更高灵敏度。我国首颗X射线天文卫星慧眼-HXMT(图7)于2017年发射运行。慧眼采用传统的准直器加探测器，具有X射线能段宽(1—250 keV)和在硬X射线大有效面积的优势。
图6 NASA的Chandra X射线天文台(来自NASA)
图7 慧眼-HXMT卫星艺术图(左)和科学载荷(右)(来自中科院高能物理研究所)
03 极端宇宙的信使
3.1 致密天体——X射线双星
1960年代，Sco X-1及其他宇宙X射线源的发现提出了令人兴奋而富有挑战的难题。为什么一颗在光学波段极为普通的13等恒星，能发出几万倍于太阳总辐射光度的X射线，且呈现出毫秒级、大幅度的光变？这一问题直到Uhuru卫星上天并观测了另外两个X射线源Her X-1和Cen X-3之后才有了答案。首先是探测到了几秒周期的精准的X射线脉冲信号，因此辐射是由一颗高速旋转的中子星发出的。此外，光变曲线呈现出周期性的掩食现象，表明中子星处于一个双星系统中，而且是密近双星系统，很可能有物质交流。中子星是理论预言的大质量恒星塌缩后形成的致密天体，主要由处于简并态的中子构成[9]，其存在被1967年射电脉冲星的发现所证实。
中子星极端致密，1个太阳质量( M )的中子星半径约为10 km。从远处被吸积到致密天体(质量 M ，半径 R )表面的物质将释放巨大的引力势能，单位质量的释能率 Δ E = GM / R 1020 erg·g-1( G 为引力常数)。假设单位时间内的物质吸积率为
，转换为辐射的光度
( c 为光速)，质能转换效率为 η = GM ( Rc 2)；用典型中子星的参数， η 0.15。可以看出，吸积的质能转换效率比热核反应 η 0.007 (氢燃烧为氦)要高一个量级以上。因此，中子星能产生光度远高于恒星的辐射。如果辐射过于强大，辐射压平衡引力，将使吸积停止；因此，一个稳定的各向同性吸积产能天体存在一个理论上的光度上限，即爱丁顿光度
( L 为太阳光度3.85 1033 erg·s-1)。可见，一颗中子星(质量1.4—2 M )通过吸积伴星物质，可以解释包括ScoX-1在内的一些亮X射线源。致密天体表面附近发生的动力学过程(自由落体)的时标 t dyn~(2 R 3 GM )1/2 10-4 s，可以解释观测到的毫秒级X射线光变时标。通过测量X射线脉冲到达时间和伴星光学谱线的多普勒移动在轨道周期里的变化，人们进一步证实了其双星本质，并测量了双星轨道参数和中子星质量。
在接下来几十年，X射线观测在银河系和近邻星系中发现了更多具有双星特性的X射线源。它们由一个致密天体和一个正常的恒星构成，称为X射线双星。根据恒星性质的不同，X射线双星分为两大类，高质量X射线双星(HMXB)和低质量X射线双星(LMXB)。在物理上对应于从恒星到致密天体的物质转移的两种完全不同的形式。目前的观测已经发现约500颗X射线双星，主要分布在银河系以及邻近的大小麦哲伦云星系[10，11]。对有质量测量的中子星，质量分布在 1—2 M 之间，大部分在 1.4 M 附近(本文不涉及致密星为质量更小的白矮星的激变变星系统)。
一部分X射线双星中的致密星的质量超过中子星的质量上限(3 M 左右)，因此只能是黑洞。黑洞视界大小由史瓦西半径表征( R sch=2 GM / c 2)；理论上质量1 M 的黑洞， R sch = 3 km。由于黑洞没有一个真实的物理表面，自身也没有磁场，导致观测性质与中子星系统有显著的不同。由于吸积物质的一部分能量可以被带入黑洞而不被辐射出来，其质能转换效率具有较大的不确定性，一般认为在最内稳定轨道附近， η ~0.1左右(0.06—0.42，对应自旋从低到高)。
3.1.1 中子星X射线双星
高质量X射线双星的伴星为早型(O、B型)的大质量恒星(10 M )，其强烈的星风为致密天体提供了吸积物质(典型的如CenX-1)。HMXB的中子星通常具有由强磁场构成的磁层，吸积物质到达磁层后被迫沿磁力线运动到达磁场极区，撞击中子星，加热极区附近表面，通过韧致和同步加速机制辐射X射线。由于中子星自转，辐射区域扫过观测者，因此观测到周期性的脉冲辐射[12]。在伴星为Be星的一个HMXB子类中，人们还观测到间歇性的X射线爆发。Be星星风损失相对O/B超巨星较弱，但会在赤道面附近抛射物质形成一个盘；当致密天体穿过盘时，会吸积物质，产生X射线耀发[13]。
图8 致密星为中子星的低质量X射线双星(来自网络)
低质量X射线双星的伴星为经过演化的低质量恒星(一般小于1 M )，其物质充满洛希瓣并经过内拉格朗日点流向致密星(典型的如ScoX-1)。由于吸积物质具有角动量，会在致密星周围形成一个相对较大的吸积盘，盘物质通过向外转移角动量而最终落向致密星(图8)。LMXB一般没有X射线脉冲，这很可能是由于它们的磁场相对HMXB中子星较弱。有趣的是，在一些LMBX中却观测到了另一个表征中子星的特征——X射线暴(X-r*** bursters)。X射线暴由ANS卫星在1975年首次发现[14]，暴发快速上升，持续几秒到1000 s，间歇期103—106 s，能量可达到1039—1040 erg。X射线暴的能谱与黑体谱一致，通过测量暴辐射随时间下降的光度和温度(峰值约为3 107 K)，可以测出辐射区的半径为10—15 km，与中子星半径吻合。大部分的暴是由于吸积物质(H/He)在中子星表面堆积后被压缩、加热后发生的不稳定热核反应所产生的。
中子星的状态方程(压强—密度关系)是一个长期困扰物理学界的基本问题，涉及中子星内部究竟由何种物质所组成并处于何种状态。通过测量质量和半径，可以限制中子星状态方程。LMXB的X射线呈现出毫秒级的短时标光变，上世纪八九十年代发现其光变具有准周期震荡(QPO)现象。其中的千赫兹QPO非常接近紧靠中子星的吸积盘内半径处的开普勒频率[15，16]。由于盘的内边缘不应小于最内稳定圆轨道半径 r ISCO，QPO可以用来限制中子星的质量和半径。近年来，NICER通过测量表面X射线热斑的转动，精确地测量了中子星的质量和半径，如脉冲星PSR J0030+0451的质量为1.4 M ，半径12.5 km，对中子星状态方程提出了新的限制[17]。
观测上也探测到了孤立的X射线中子星。其辐射由自转动能驱动，如蟹状星云中心的脉冲星[18]，或者来自于磁能，即超强磁场的磁陀星[19]。后者由于强磁场中的不稳定性过程，会引发强烈的X射线甚至伽马射线的爆发。最近，包括我国慧眼卫星在内的X射线观测发现了一例快速射电暴(FRB)实际上来自银河系内的一颗正在活动的磁星[20]。
3.1.2 黑洞X射线双星
早在20世纪60年代，人们就在HMXB天鹅座X-1(Cyg X-1)(图9)中发现了黑洞存在的间接证据[21]。通过光学光谱观测其超巨星伴星的轨道运动速度和周期，发现Cyg X-1的主星质量15 M ，显著超出了中子星的质量上限(3 M 左右)，只能是一个黑洞。此后在LMC X-3和其他双星系统中也发现了黑洞存在的证据。Cyg X-1和LMC X-3都是HMXB，而且是持续X射线辐射源。1975年，Ariel-V和SAS-3卫星探测到了一个极为壮观的X射线暂现源A0620-00[22]。后续的观测发现这是一个LMXB，主星质量约7 M ，推测是一个黑洞。此后的大视场X射线监视器(如RXTE/ASM和目前在轨运行的MAXI)发现了更多这类黑洞LMXB暂现源，也称为X射线新星(X-r*** Nova)。它们占据了已知黑洞X射线双星的大多数，大部分时间处于宁静态，长达几年或几十年。由于某种不稳定性，吸积率突然增加而产生X射线耀发。目前已探测到70多个黑洞X射线双星候选体，经由动力学质量测量确认的有20多个[23]。绝大多数位于银河系的银盘上，少数位于大小麦哲伦云中。X射线双星中，可靠的(经动力学测量的)黑洞质量范围约为4—21 M ，其中质量***的是Cyg X-1[24]。通常把小于100倍太阳质量的黑洞称为恒星级黑洞。
图9 高质量黑洞 X射线双星Cyg X-1附近天区的光学观测图像(左)和艺术想象图(右)(来自NASA)
黑洞是广义相对论预言的时空的奇点，其发现对天体物理和基本物理研究具有重要意义。自此，黑洞不再只是物理学家和数学家纯粹的理论演绎，而是可观测的实际存在。由于X射线辐射往往来自靠近黑洞视界的区域，因此可以作为探针检验各种强场下的相对论效应。此后的X射线观测更多集中在发现和研究黑洞周围各种复杂的现象，同时也促进了黑洞吸积和喷流理论的发展。
观测显示，黑洞X射线双星的辐射强度和能谱在几个所谓的光谱态之间跃变，同时还伴随着射电辐射的变化[23]。在高软态，X射线由来自标准吸积盘的辐射主导，呈现出软的多温黑体谱[25]。盘的内区温度***为(1—2) 107 K，辐射峰值在几keV。同时也观测到较弱的高温冕的辐射，及其被吸积盘反射的连续谱和铁线成分。这是由于当吸积率超过百分之几的爱丁顿吸积率时，标准吸积薄盘稳定存在并延伸至黑洞附近的最内稳定轨道。而当吸积率低于该临界值时，吸积盘内区将被低密度、离子温度更高(维里温度约1012 K)的径移主导吸积流(ADAF)[26]所取代。由于离子—电子库仑碰撞低效，能量不能有效地传给电子(温度约109K)并被辐射出来，大部分引力势能被带入黑洞，在观测上表现为低硬态[27，28]。热吸积流中电子的同步自康普顿散射主导了X射线辐射。有趣的是，发出射电辐射的喷流的产生和性质也随着光谱态的不同而变化[23]。目前我们对吸积态(光谱态)的转变是如何发生的仍然不清楚。一种可能的解释是热吸积流与相对较冷的吸积盘相互作用(蒸发和凝聚效应)的结果[29]。某些X射线双星的X射线也有来自相对论性喷流的贡献(如微类星体)。
天体物理的黑洞是相对简单的天体，只需用质量和角动量(自旋)两个参数描述。自旋会影响黑洞视界的大小及其附近的最内稳定圆轨道(半径 r ISCO，在该轨道之内物质将很快落入黑洞)。 r ISCO的大小取决于黑洞的自转角速度[30]。对于不转动的史瓦西黑洞， r ISCO=3 R sch；若自旋方向与粒子同向， R sch
跪求ASCA的KOE罗马音！
まぶたの向こう侧
追忆の景色は
薄れてゆく 淡い阳炎
指先かすめて
Mabuta no mukō gawa
tsuioku no keshiki wa
usure te yuku awai kagerō
yubisaki kasume te
痛みも哀しみも
知らずに生きてたら
胸の奥の温もりさえ
気づかずにいたのかな
itami mo kanashimi mo
shira zu ni ikite tara
mune no oku no nukumori sae
kizuka zu ni i ta no ka na
今 微かに届いたその声が
孤独を切り裂き导く光
暧昧な世界を照らすような
爱しさを 优しさを
涙は枯れ果てても
记忆に焼き付いてる
ima kasuka ni todoi ta sono koe ga
kodoku o kirisakimichibiku hikari
aimai na sekai o terasu yō na
itoshi sa o yasashi sa o
namida wa karehate te mo
kioku ni yakitsuiteru
思い出すかのように
手缲り寄せるかのように
探していた あてもないまま
はぐれた过去の先で
omoidasu ka no yō ni
taguriyoseru ka no yō ni
sagashi te i ta ate mo nai mama
hagure ta kako no saki de
まだ聴こえているかな？
まだ忆えているかな？
届ける事が出来るなら
もう一度だけ この愿いを
mada kikoe te iru ka na?
mada oboe te iru ka na?
todokeru koto ga dekiru nara
mōichido dake kono negai o
いらないよ いらないよ
いつかは消えてしまうでしょ
いらないよ いらないのに
心は居场所求めて
ira nai yo ira nai yo
itsuka wa kie te shim*** desho
ira nai yo ira nai noni
kokoro wa ibasho motome te
まだ 仅かに残った 感覚は
优しい灯火にも似た 痛み
会いたいと叫ぶ 胸の鼓动は
いつまでも いつまででも
mada wazuka ni nokotta kankaku wa
yasashii tomoshibi ni mo ni ta itami
ai tai to sakebu mune no kodō wa
itsu made mo itsu made demo
今 确かに响いたその声が
孤独に寄添い包んだ光
暧昧な世界を照らすような
爱しさを 优しさを
涙は枯れ果てても
その声を忆えてる
君の声が聴こえる
终わらない物语
ima tashika ni hibii ta sono koe ga
kodoku ni yorisoitsutsun da hikari
aimai na sekai o terasu yō na
itoshi sa o yasashi sa o
namida wa karehate te mo
sono koe o oboe teru
kimi no koe ga kikoeru
owara nai monogatari
asca医学里是什么意思？
还是CIE学历是指人的健康指数是指大数据。是否健康？是否健康的一个参考值。
求ASCA的云雀（即《君主·埃尔梅罗二世事件簿》ED）的中文＋日文＋罗马音歌词
大事なものをいつも
私は间违えるの
微笑みに みんな何かを隠してる
もう谁も知らない 约束がひとつ
物语の始まりと 终わりを繋いでた
呼び合っているような 云雀の声だけ远く
云の向こうへ 草原に优しい影を残して
ねえ 本当はいつだって 光の中にいたよね
爱の形を 见つけにゆくの
羽を休めることを
云雀は知らないの
ひたむきな 风を选んで 天高く
太阳の元へと 駆け上がるようだと
子供たちが指さした 光の道しるべ 空へ
懐かしくあどけない 悲しみを舍ててゆこう
ひとすじ空へ舞い上がる 翼に心をのせて
ねえ 本当はいつだって 一人は寂しいからね
大事なものは ひとつじゃないの
呼び合っているような 云雀の声だけ远く
云の向こうへ 草原に优しい影を残して
ねえ 本当はいつだって光の中にいたよね
辿りつきたい ところがあるの
爱の形を 见つけにゆくの
daiji na mono wo itsumo
watashi wa machigaeru no
hohoemi ni minna nanika wo kakushiteru
mou daremo shiranai yakusoku ga hitotsu
monogatari no hajimari to owari wo tsunadeta
yobiatteiru you na hibari no koe dake tooku
kumo no mukou e sougen ni yasashii kage wo nokoshite
nee, hontou wa itsudatte hikari no naka ni ita yo ne
ai no katachi wo mitsuke ni yuku no
hane wo yasumeru koto wo
hibari wa shiranai no
hitamuki na kaze wo erande ten takaku
taiyou no moto e to kakeagaru you da to
kodomotachi ga yubisashita
hikari no michishirube sora e
natsukashiku adokenai
kanashimi wo sutete yukou
hitosuji sora e maiagaru tsubasa ni kokoro wo nosete
nee, hontou wa itsudatte hitori wa samishii kara ne
daiji na mono wa hitotsu janai no
yobiatteiru you na hibari no koe dake tooku
kumo no mukou e sougen ni yasashii kage wo nokoshite
nee, hontou wa itsudatte hikari no naka ni ita yo ne
tadoritsukitai tokoro ga aru no
ai no katachi wo mitsuke ni yuku no
化验的ana,anca,asca,tbab是什么意思
抗核抗体（ANA）是一组将自身真核细胞的各种成分[脱氧核糖核蛋白（DNP）、DNA、可提取的核抗原（ENA）和RNA等]作为靶抗原的自身抗体的总称，能与所有动物的细胞核发生反应，主要存在于血清中，也可存在于胸水、关节滑膜液和尿液中。抗核抗体是系统性红斑狼疮的筛查实验，见于几乎所有SLE患者。但也见于其他自身免疫性疾病
ANCA：抗中性粒细胞胞浆抗体，是一种以中性粒细胞和单核细胞胞浆成份为靶抗原的自身抗体，对系统性血管炎炎症性肠病等多种疾病的诊断和鉴别诊断具有重要的意义，已成为自身免疫性疾病的一项非常重要的常规检测项目。
TB
是结核的英文缩写
AB
是抗体的英文缩写
TBAB就是结核抗体的意思
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