/usr/share/doc/kde/HTML/gl/kstars/flux.docbook is in kde-l10n-gl 4:4.8.2-0ubuntu2.
This file is owned by root:root, with mode 0o644.
The actual contents of the file can be viewed below.
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 | <sect1 id="ai-flux">
<sect1info>
<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>
<title
>Fluxo</title>
<indexterm
><primary
>Fluxo</primary>
<seealso
>Luminosidade</seealso>
</indexterm>
<para
>O <firstterm
>fluxo</firstterm
> é a cantidade de enerxía que atravesa unha unidade de área cada segundo. </para>
<para
>Os astrónomos empregan o fluxo para denotar o brillo aparente dun corpo celestial. O brillo aparente defínese como a cantidade de luz recibida dunha estrela sobre a atmosfera terrestre que atravesa unha unidade de área cada segundo. Polo tanto, o brillo aparente é simplemente o fluxo que recibimos dunha estrela. </para>
<para
>O fluxo mide a <emphasis
>taxa de fluxo</emphasis
> de enerxía que atravesa cada cm² (ou calquera unidade de área) da superficie dun obxecto cada segundo. O fluxo detectado depende da distancia á fonte que irradia a enerxía. Isto é así porque a enerxía se ten que estender por un volume de espazo antes de chegarnos a nós. Asumamos que temos un globo imaxinario que rodea unha estrela. Cada punto do globo representa unha unidade de enerxía emitida pola estrela. Inicialmente, os puntos nunha área de un cm² están próximos os uns dos outros e o fluxo (a enerxía emitida por centímetro cadrado por segundo) é alta. A unha distancia d, o volume e a área superficial do globo aumentaron ocasionando que os puntos se <emphasis
>espallen</emphasis
>. En consecuencia, o número de puntos (ou enerxía) existentes en un cm² diminuíu, como ilustra a Figura 1. </para>
<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="flux.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figura 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>
<para
>O fluxo é inversamente proporcional á distancia nunha relación simple r². Polo tanto, se a distancia se duplica, recibimos 1/2^2 ou 1/4 do fluxo orixinal. Desde un punto de vista fundamental, o fluxo é a <link linkend="ai-luminosity"
>luminosidade</link
> por unidade de área. <mediaobject
> <imageobject>
<imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>
<para
>onde (4 * PI * R^2) é a área de superficie dunha esfera (ou globo!) cun raio R. O fluxo mídese en watios/m²/s ou, como empregan normalmente os astrónomos: Ergs/cm²/s. Por exemplo, a luminosidade do Sol é L = 3,90*10^26 W. Isto é, en un segundo o Sol irradia 3,90 * 10^26 xulios de enerxia ao espazo. Polo tanto, o fluxo que recibimos atravesando un centímetro cadrado do Sol a unha distancia de unha UA (1,496 * 10^13 cm) é: </para>
<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="flux2.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>
</sect1>
|