1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
|
<sect1 id="ai-flux">
<sect1info>
<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address
> <email
>[email protected]</email>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>
<title
>Flux</title>
<indexterm
><primary
>Flux</primary>
<seealso
>Lluminositat</seealso>
</indexterm>
<para
>El <firstterm
>flux</firstterm
> és la quantitat d'energia que passa a través d'una àrea d'unitat a cada segon. </para>
<para
>Els astrònoms usen el flux per a denotar la lluminositat aparent d'un cos celest. La lluminositat aparent es defineix com la quantitat de llum rebuda des d'una estrella sobre l'atmosfera de la Terra passant a través d'una unitat d'àrea a cada segon. De manera que, la lluminositat aparent simplement és el flux que rebem des d'una estrella. </para>
<para
>El flux mesura la <emphasis
>taxa del flux</emphasis
> de l'energia que passa a través de cada cm^2 (o qualsevol unitat d'àrea) de la superfície d'un objecte a cada segon. El flux detectat dependrà de la distància de la font que irradia dita energia. Això es deu a que l'energia té que estendre's per un cert volumen d'espai abans d'abastar-nos. Assumim que tenim un globus imaginari que conté una estrella. Cada punt en el globus representa una unitat de l'energia emesa des de l'estrella. Inicialment, els punts en una àrea d'un cm^2 estan a una proximitat propera l'un a l'altre i el flux (energia emesa per centímetre quadrat per segon) és alt. Després d'una distància "d", el volumen i l'àrea superficial del globus augmentarà causant que els punts es <emphasis
>separin allunyant-se</emphasis
> l'un de l'altre. En conseqüència, el nombre de punts (o energia) continguts en cm^2 ha minvat segons l'il·lustració en la Figura 1. </para>
<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="flux.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figura 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>
<para
>El flux és inversament proporcional a la distància a una relació de r^2. De totes maneres, si es dobla la distància, rebrem 1/2^2 o 1/4 part del flux original. Des d'un punt de vista fonamental, el flux és la <link linkend="ai-luminosity"
>lluminositat</link
> per unitat d'àrea: <mediaobject
> <imageobject>
<imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>
<para
>a on (4 * PI * R^2) és l'àrea superficial d'una esfera (o d'un globus!) amb un radi "R". El flux mesurat en Watts/m^2/s o segons l'emprat usualment pels astrònoms: Ergs/cm^2/s. Per exemple, la lluminositat del Sol és L = 3,90 * 10^26 W. És a dir, en un segon el Sol irradia 3,90 * 10^26 julis d'energia cap a l'espai. De manera que, el flux que rebem des del Sol i que passa a través d'un centímetre quadrat a una distància d'una UA (1,496 * 10^13 cm) és de: </para>
<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="flux2.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>
</sect1>
|
