As Simetrias na Física e as Leis de Conservação

A natureza possui várias simetrias e na física elas servem para melhorar nossa compreensão a respeito do universo e de suas leis. Os físicos ao estudar as leis da natureza, perceberam que para toda simetria existe, necessariamente, uma lei de conservação correspondente.

Figura 1: Alice observa sua imagem no espelho e vê uma janela para o universo. Na literatura, as simetrias nem sempre são respeitadas. A física não tem essa licença!

Um determinado sistema exibe simetria temporal caso sua energia interna não varie com o passar do tempo, ou quando sua estrutura interna se conserva. Em outras palavras, a simetria temporal está diretamente relacionada à conservação da energia.

Outro exemplo de simetria é quando um objeto está no instante t=1 s na posição x=1 metro, no instante t=2 s na posição x=2 metros e assim por diante. Nesse caso dizemos que há uma simetria de translação. Em outras palavras, ele cobre espaços iguais em tempos iguais, ou seja: sua velocidade é constante. Assumindo que sua massa também seja constante, vemos que o momento linear, que é o produto da massa pela velocidade (p = m.v) também é constante. Isso indica que o monento se conserva e podemos concluir que a simetria de trasnlação está relacionada à conservação do momento linear!

Outro exemplo seria uma esfera de aço, uniforme e maciça que rotaciona em torno de seu eixo principal e que descreve ângulos iguais em tempos iguais (velocidade angular constante). Se o raio da esfera não varia, seu eixo de rotação permanece inalterado e se a sua massa é constante, isso indica que ela possui uma simetria de rotação. Como sua massa e seu eixo de rotação não se alteram, vemos que o momento de inércia permanece inalterado. Nesse caso, vemos claramente que seu momento angular (L = I W), onde I é o momento de inércia da esfera e W sua velocidade angular, também se conserva. Isso indica que a simetria de rotação aponta para a conservação do momento angular.     

Os físicos se acostumaram a associar as simetrias da natureza às leis de conservação, que são tão fundamentais na Física. Quando se encontra uma simetria busca-se logo a lei de conservação correspondente. E vice-versa. Este tipo de associação é de vital importância para o progresso da física e para a compreensão das leis mais fundamentais do universo.



Bibliografia:


http://www.cosmolearning.com/courses/richard-feynman-messenger-lectures-the-character-of-physical-law-472/


Autor: João Rodrigo Leão

Linhas de Emissão e Absorção no Espectro Estelar

O núcleo de uma estrela é o local onde ocorrem as reações nucleares e fazem gerar novos elementos químicos. Estas reações são chamadas de nucleossínteses que são as transformações de elementos químicos em qualquer outro mais pesado do que o hidrogênio. Estas transformações não só unem dois átomos como também liberam energia em forma radiação eletrogmagnética e fóton.

Estes fótons são liberados pelas reações de nucleosintese estelares e agora estão sujeitos a colidir com o gás que permeia as camadas mais externa de uma estrela. Estas camadas externas possuem elementos químicos que por transferencia eletrônica absorvem os fótons. Quando isso ocorre, o elétron pula para uma camada exterior n+1 e deixando o átomo excitado. Em grande escala percebemos a absorção de um determinado feixe de luz.  Como mostra a figura 1.

figura 1

A transição entre as camadas do átomo, feita por um elétron faz emitir ou absorver um fóton. Os fótons emitidos são gerados pelas reações de nucleossintese. E o conjunto dos fótons absorvidos de um contínuo, em suas várias transições eletrônicas possíveis, gera um espectro de absorção .

Os espectros das estrelas são de absorção devido a atmosfera fria comparada com seu núcleo. A maior parte das estrelas tem a propriedade de emitir em comprimentos de onda no visível com várias linhas de absorção tênues, assim como o Sol. Os elementos químicos tem a característica absorver a luz em determinado comprimento fazendo uma linha de absorção. Representado pela figura 2.

figura 2: representação de como funciona o espectro de uma estrela.

 Com isto, os cientistas conseguem saber de que elementos químicos as estrelas são feitas, analisando as linhas de absorção, pois se determinada frequencia não estava presente no espectro estelar provavelmente este foi absorvida por elementos da camada mais externa da estrela. Sabendo que a distribuição dos elétrons em cada elemento químico é única. 

Referência: 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ARA%26A..34..279S

Academia: Jessica Santos

Galáxias

Galáxias são sistemas estrelares com independência gravitacional e que possuem remanescentes de estrelas, aglomerados e nebulosas. O espaço entre as os grupos de estrelas e é preenchido pelo meio interestelar de gás, poeira e matéria escura. Em meados do século XVIII não existia uma definição separad para nebulosas, galáxias e aglomerados, e todos estes diferentes objetos eram chamados apenas de nebulosas.

Em abril de 1920 houve um grande debate sobre a existência de outras galáxias além da nossa. A discussão foi entre Heber Curtis que defendeu a existência de outras galáxias e Harlow Shapley que acreditava que as manchas encontradas nas fotografias astronômicas  eram apenas nebulosas dentro de nossa própria galáxia. Neste debate nenhum saiu vitorioso, mas isto foi importante para a comunidade científica se entusiasmar com o questionamento: "Será que existem outras galáxias além da Via láctea ? ". 

Depois de três anos, a proposta de Curtis foi evidenciada como correta, quando Edwin Hubble provou que a "nebulosa" de Andrômeda na verdade é uma galáxia. Hubble percebeu que em Andrômeda há estrelas variáveis Cefeidas e o brilho destas se assemelhavam às Cefeidas de nossa galáxia. Assumindo então que as Cefeidas seguiam uma relação de período e luminosidade, Hubble foi capaz de calcular a distância  que Andrômeda está de nós, obtendo o valor de um milhão de anos luz, atualmente sabemos que na verdade é 2,2 milhões de anos luz. Sabe-se que a nossa galáxia tem apenas 100 mil anos luz de diâmetro e então percebe-se que esta distância de Andrômeda ultrapassa os limites de nossa galáxia.

Do ponto de vista da Terra as galáxias apresentam formas definidas que se enquadram em elípticas ou espirais, e outras com formas indefinidas são conhecidas como irregulares, conforme a classificação de Hubble.

As galáxias em espirais têm um núcleo, um disco, um halo e braços espirais, conforme a figura 1. Este tipo de galáxia é subdivida em dois grupos: as espirais normais (S) e as barradas (SB). As barradas se diferem das normais, pois estas têm uma extensão do seu núcleo que se parece com uma barra atravessando o núcleo da galáxia.

Além da divisão, com barra ou sem, há outra subdivisão que é de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento do braço: (a)  núcleo maior e braços bem enrolados; (b) núcleo médio, braços médios e normais; (c) núcleo menor, braços grandes e muito abertos. Para melhor entendimento verique a figura 1.

Existem na categoria discoidal também a galáxia lenticular (S0) ou (SB0) que é uma galáxia que só contem núcleo, disco e halo, mas não tem traços de uma galáxia espiral.

As galáxias elípticas (E) têm núcleo e halo, assim como as lenticulares, mas estas não possuem o disco. Veja na figura 1.

Estas galáxias têm um grau de achatamento para a sua classificação aparente, não da sua verdadeira forma.  Este grau de achatamento vai na frente de sua abreviação (En) e é determinado por uma simples expressão:

n= 10*(1-b/a)

Em que “a” é o diâmetro aparente maior, “b” é o diâmetro aparente menor e “n” é o grau de achatamento.

Esta classifcação vai de E0 até E7, e quanto maior o "n" mais achatada ela será. Frisando que nem galáxia  elípitica E7 é tão achatada quanto uma galáxia espiral.

As galáxias irregulares não têm nenhum indício de simetria circular ou rotacional tendo uma aparência desordenada, Conforme a figura 1. Normalmente as galáxias irregulares são caóticas, pois têm uma atração gravitacional muito forte ou tiveram uma grande colisão como ocorreu na Pequena e na Grande Nuvens de Magalhães. 

Figura 1: Classificação de Hubble para as galáxias.


Bibliografia : http://adsabs.harvard.edu/abs/2012amld.book....3F
http://astro.if.ufrgs.br/

Acadêmica: Jessica Santos

O sistema Solar

Há aproximadamente 4,6 bilhões de anos, uma nuvem de gás e poeira, formada na sua maioria por hidrogênio e hélio foi perturbada por uma onda de choque de uma supernova próxima e colapsa sobre a influência de sua própria gravidade (figura 1a). Assim começa a nascer o sistema solar. A medida que isso ocorre, seu centro é comprimido e sua temperatura e taxa de rotação aumenta (figura 1b). Lentamente forma-se no centro da nuvem o que se chama de proto-estrela, o início do Sol (Figura 1c).

Dezenas de milhões de anos depois, no disco de poeira que se forma em torno do protossol, partículas de rocha e gelo colidem, dando origem a formação de “miniplanetas” ou planetesimais (figura 1d).

 

Figura 1. A Formação do Sol primordial e dos planetesimais. Fonte: http://www.ccvalg.pt/astronomia/sistema_solar/introducao.htm

Na parte interna do disco, partículas rochosas colidem e crescem, dando início aos planetas telúricos ou internos, formados principalmente por rochas e materiais mais densos. Externamente as partículas de poeira, gelo e gás se chocam, formando os planetas jovianos (ou externos, formados principalmente por gases e materiais menos densos.

Passada mais algumas centenas de milhões de anos, o protossol torna-se cada vez mais quente e inicia a fusão nuclear (Figura 2).

 

Figura 2: O início do processo de fusão nuclear e a geração de energia luminosa  pelo jovem Sol. Inicialmente Hidrogênio é transformado em Hélio, gerando energia no processo. Parte desta energia escapa da estrela na forma de fótons. Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Protoplanetary_disk.jpg

 

Nesse período, os planetas jovianos crescem acrescentando gás do disco externo e os telúricos se esquentam, começando assim a diferenciação química entre os dois tipos de planeta. Por fim, passados aproximadamente 100.000 anos, o Sol varre com seu vento solar o gás e a poeira restantes deixando o sistema assim como nós o conhecemos hoje (Figura 1e).

Agora pense: o maior corpo celeste depois do Sol em nosso sistema é o planeta Júpiter. E se ele tivesse adquirido massa suficiente para se tornar uma estrela, o que aconteceria no sistema solar? Bem, primeiramente teríamos um sistema binário, com duas estrelas orbitando o seu centro de massa comum. Segundo, Júpiter deveria ter adquirido 80 vezes a sua massa para se tornar uma estrela, isso – ainda – na chamada nebulosa solar. Isso acarretaria, como consequência, uma menor disponibilidade de massa para a formação dos planetas, ou seja, os planetas não seriam iguais aos que conhecemos hoje. Assim as condições de vida que foram necessárias para o aparecimento da vida talvez nunca ocorressem e por fim poderíamos não estar aqui para deduzir toda essa história!

Na literatura especializada: 

http://tinyurl.com/8h8qsth

         Acadêmica: Laura Amaral

O Telescópio Espacial Chandra da NASA: Observando o Universo em Raios-X

 Chandra é um telescópio espacial (figura 1) fabricado pela NASA, que foi lançado no dia 23 de julho de 1999, pelo vôo do ônibus espacial Columbia. Chandra é um dos quatros telescópios espaciais mais potentes da NASA, os outros são Compton, Spitzer e o mais conhecido Hubble (Cada um designado à medir diferentes partes do espectro eletromagnético). O telescópio Chandra recebeu esse nome em homenagem a um grande astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar, que ficou conhyecido por determinar o máximo de massa em anãs brancas.

O Chandra conta com 2 instrumentos responsáveis pelo plano focal. O Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) conta com 10 sensores CCD's que registram as imagens e espectros do corpo; e o HRC (câmera de alta resolução).


Uma vez que a maioria dos raios-x são absorvidos pela atmosfera terrestre e não detectáveis por telescópios em solo, se faz necessário um telescópio com este fim no espaço.

 figura 1: Crédito da imagm: harvad. edu


 Chandra usa quatro pares de espelhos chamados de HRMA (montagem de espelhos de alta resolução) que são postos juntos por uma estrutura. Esse sistema consegue capturar de 80 a 95% de toda a energia de raio-x focada em um círculo de 1 arcsegundo.

Recentemente em 2006 Chandra registrou raios-x, anéis e filamentos a volta de um buraco negro supermassivo que, sendo na Messier 87, implica a presença de ondas de pressão e ondas sonoras. Este fato pode mudar drasticamente o que já era determinado para a evolução da M87.

 Observações feitas no algomerado Bullet estabelece limites nas sessões já conhecidas de alto interação da matéria negra.

Inicialmente o telescópio espacial Chandra tinha uma expectativa de vida de 5 anos porém, em 4 de setembro de 2001 a NASA, baseada em sua ótima performace, estendeu seu tempo para 10 anos. Fisicamente Chandra poderia durar pelo menos 15 anos. Em junho de 2008 o observatório internacional de raio-x se juntou em um projeto entre a ESA, NASA e JAXA, que propôs o próximo telescópio de raio-x, porém já cancelado. Seu lançamento é esperado para 2020.




Referências:


http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Chandra_X-ray_Observatory
http://www.bbc.co.uk/science/space/universe/exploration/chandra_x-ray_observatory


Referências Profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=telescope+chandra%0D%0A&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Gigante Vermelha

      Na etapa da vida de uma estrela quando acaba a fase proto-estrela, periodo após a nuvem de hidrogênio, o núcleo desta começa a ganhar temperatura e com isto fica transformando Hidrogênio em Hélio, após esse periodo pode-se classificar as estrelas, conforme sua massa, em três categorias distintas.

      As estrelas de massas de 0,5 M_solar até 10 M_solar se transformam em Gigante vermelha e no fim da sua etapa se transformam em uma Anã branca, já as estrelas de massa 10 M_solar até 25 M_solar também se transformam em Gigante vermelha, porém no final da sua etapa se transformam em uma Estrela de neutrons e as estrelas que têm massa acima de 0,25 M_solar passam por um outro processo que não têm a fase Gigante vermelha envolvida e se resultam em Buracos negros. Ver fig. 1

     Portanto, essas estrelas que apresentam a massa de 0,5 M_solar até 25 M_solar, após transformarem todo Hidrogênio, do seu núcleo, em Hélio entram em uma fase denominada Gigante vermelha. Nesta fase, sua atmosfera exterior é dilatada fazendo com que o seu raio aumente e sua temperatura seja relativamente pequena (abaixo de 500 K).

     Devido a sua dilatação, sua densidade fica muito baixa e então a sua fotoesfera não fica bem definida e assim é incorreto afirmar que uma Gigante Vermelha tenha um formato de esfera, pois o seu formato é indefinido. A Gigante vermelha tem uma aparência amarelada puxando para o laranja e as vezes até mesmo vermelha, dependendo da estrela .

       Nesta fase, a estrela consiste em ficar fundindo Hidrogênio em Hélio, na sua casca (camada média) enquanto seu núcleo fica inerte com Hélio. Após fundir toda sua casca em Hélio a estrela entra na fase chamada Supergigante vermelha.

      Estudos mostram que o Sol está incluso nas estrelas que se transformaram em gigante vermelha, porém isso ocorrerá só depois de mais 5 bilhões de anos. Ver fig. 2

     As estrelas gigantes vermelhas mais vísiveis no céu noturno são: a Aldebarã (Alpha Tauri), a Arcturo (Alpha Bootis) e a Gamma Crucis (Gacrux).

 Fig. 1 -   Estapas da vida de uma estrela. Créditos da figura: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/evol.

Fig. 2 -  Estapas da vida do Sol. Créditos da figura: http://pt.wikipedia.org/wiki/Sol

Referências:

http://www.nasa.gov/

http://www.on.br/

http://pt.wikipedia.org/wiki/Gigante_vermelha

 Referências profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=white+dwarf&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Acadêmica: Jessy Santos

O Telescópio SOFIA

         O projeto SOFIA (Observatório Estratosférico para Astronomia no Infravermelho) é o resultado de um programa cooperativo entre a NASA e o DLR (Centro Aeroespacial Alemão). O projeto consiste em adaptar um telescópio infravermelho com 2,7 metros de diâmetro dentro de uma aeronave boing 747SP (figura 1), com sistema altamente avançado especialmente desenhado para compensar a intensa vibração em vôo. O Boeing é capaz de levar o telescópio a uma altitude de aproximadamente 14 km, ficando este livre de 99% do vapor atmosférico que perturba observações no infravermelho feitas a partir do solo.

       O telescópio do projeto SOFIA (figura 1) conta com os seguintes instrumentos: Exes, Fifilis, Flitecam, Forcast, Great, Hawc, Hipo. Os detalhes de cada instrumento estão listados abaixo:

       Exes (Echelon-Cross-Echelle Spectrograph): trata-se de um espectrógrafo do tipo echelle com filtro que opera entre 4.5 e 28.3 microns e com resoluções R=105, 15000, ou 4000.

       Fifilis (Field Imaging Far Infrared Line Spectrometer): trata-se de um espectrômetro com filtro que permite sua operação entre 42 e 210 microns.

        Forcast (Faint Object Infred Camera for the SOFIA Telescope): trata-se de uma câmera que opera no meio da banda infravermelha entre 5-40 microns.

      Great (German Receiver for Astronomy at Teraherz Frequencies) Trata-se de um espectrômetro que opera entre 60-200 microns.

       Hawc (High-resolution Airborne Wideband Camera): trata-se de uma câmera bolométrica que opera no infravermelho distante entre 50-240 microns.

     Hipo (High Speed Imaging Photometer for Occultation): trata-se de um Fotômetro de alta velocidade com filtro que o permite operar entre 0.3 e 1.1 micron

    Todos estes diferentes instrumentos podem ser utilizados para se estudar a emissão no infravermelho de diferentes maneiras, longe dos efeitos atmosféricos.

       Diferente do telescópio Hubble que está em órbita desde 1990, o SOFIA volta para casa depois de cada uma das missões. Dessa maneira, eventuais problemas podem ser resolvidos no retorno, melhorando progressivamente a tecnologia e adicionando novos equipamentos. Com isto, o custo final é muito mais baixo do que o de um observatório em órbita. A principal vantagem do telescópio é que ele pode ser deslocado para qualquer lugar desejado, a bordo do Boeing.

       O telescópio Sofia foi o primeiro a obter informações detalhadas de Júpter, como disse o cientísta principal do projeto SOFIA, Eric Becklin: “Ficamos muito felizes quando gravamos imagens de Júpiter em comprimentos de onda não observáveis em laboratórios terrestres ou telescópios espaciais atuais”. Esse cientísta é conhecido internacionalmente por sua pesquisa na astronomia infravermelha.

       Só para citar outra conquista recente do telescópio Sofia, no dia 23 de junho de 2011, o telescópio observou o planeta anão Plutão enquanto passava, frente a uma estrela distante, um fenômeno conhecido como ocultação. O fato foi observado usandoa a câmera Fast Diagnostic (FDC) em paralelo com o instrumento HIPO, como um medidor de luz e comprimento de onda.

    A imagem em mosaico do infravermelho médio do telescópio SOFIA (Figura 2), oferece informações inéditas sobre os processos de formação de estrelas em torno da nebulosa Messier 42 localizada na constelação de Órion. Os dados da imagem foram adquiridos utilizando uma câmera de infravermelho e ainda o instrumento FORCAST.

     Como disse o cientísta do projeto SOFIA Eric Becklin, os resultados obtidos pelo telescópio SOFIA sobre o planeta Júpter foram relativamente melhores dos que conheciamos atualmente. Além disso, podemos afirmar que o telescópio SOFIA obterá dados mais precisos, pois utiliza resultados no infravermelho próximo e distante, diferentemente de telescópios terrestres. Como estrelas jovens emitem mais luz infravermelha que as estrelas mais antigas, o telescópio SOFIA terá uma aplicação especial na busca por berçários estelares.

Figura 1: O Boeing do projeto SOFIA com o telescópio adaptado.

Figura 2: Mosaico de imagens da Nebulosa de Órion, mostrando diferentes informações em diferentes comprimentos de onda, obtidas com os telescópios HST, ESO e SOFIA.

Referências:

http://www.nasa.gov/mission_pages/SOFIA/index.html
http://www.sofia.usra.edu/
http://cavok.com.br/blog/?p=2818
http://www.ufotvonline.com.br/arquivo-noticias/6-ciencia/156-novo-telescopico-sofia-da-nasa.html
http://gaea-stella.blogspot.com/2011_01_01_archive.html
http://cienciadiaria.com.br/2010/05/31/observatorio-sofia-capta-suas-primeiras-imagens-de-jupiter-em-pleno-voo/
http://en.wikipedia.org/wiki/Eric_Becklin

Referências profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=SOFIA&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1