1<sect1 id="ai-flux">
2
3<sect1info>
4
5<author
6><firstname
7>Jasem</firstname
8> <surname
9>Mutlaq</surname
10> <affiliation
11><address>
12</address
13></affiliation>
14</author>
15</sect1info>
16
17<title
18>Flux</title>
19<indexterm
20><primary
21>Flux</primary>
22<seealso
23>Lichtkracht</seealso>
24</indexterm>
25
26<para
27>De <firstterm
28>flux</firstterm
29> is de hoeveelheid energie die per seconde door een oppervlakte-eenheid gaat. </para>
30
31<para
32>Astronomen gebruiken de flux om de schijnbare helderheid van een hemellichaam aan te geven. De schijnbare helderheid is gedefinieerd als de hoeveelheid licht, afkomstig van een ster, die juist boven de aardatmosfeer per secode door een eenheid van oppervlakte heengaat. Dus is de schijnbare helderheid heel eenvoudig de flux die we van die ster ontvangen. </para>
33
34<para
35>De flux is een maat voor de <emphasis
36>stromingssnelheid</emphasis
37> van energie die elke seconde gaat door elke cm<superscript
38>2</superscript
39> (of welke oppervlakte-eenheid dan ook), van de oppervlakte van een object. De gedetecteerde flux hangt af van de afstand van de bron die de energie uitstraalt. Dit komt doordat de energie zich over een hoeveelheid ruimte moet verspreiden, voordat die ons bereikt. Stel dat we een denkbeeldige ballon hebben om de ster heen. Elke stip op die ballon stelt een eenheid van energie voor, die door de ster wordt uitgestraald. Aanvankelijk zijn alle stippen in een oppervlakte van 1 cm<superscript
40>2</superscript
41> dicht bij elkaar, en is de flux groot. Als de ballon groter wordt, zodat de afstand tot de ster toeneemt tot d, zullen het volume en de oppervlakte van de ballon toenemen waardoor de stippen <emphasis
42>verder van elkaar</emphasis
43> komen te liggen. Als gevolg daarvan is het aantal stippen (of hoeveelheid energie) per cm<superscript
44>2</superscript
45> afgenomen, zoals je kunt zien in figuur 1. </para>
46
47<para>
48<mediaobject>
49<imageobject>
50<imagedata fileref="flux.png" format="PNG"/>
51</imageobject>
52<caption
53><para
54><phrase
55>Figuur 1</phrase
56></para
57></caption>
58</mediaobject>
59</para>
60
61<para
62>De flux is omgekeerd evenredig met het kwadraat van de afstand. Dus, als de afstand verdubbelt, ontvangen we een flux die 1/2<superscript
63>2</superscript
64>, of 1/4 keer zo groot is als eerst. Op een fundamentele manier beschouwd, is de flux de <link linkend="ai-luminosity"
65>lichtkracht</link
66> per eenheid van oppervlakte: <mediaobject
67> <imageobject>
68<imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/>
69</imageobject>
70</mediaobject>
71</para>
72
73<para
74>waar (4 * &pi; * R<superscript
75>2</superscript
76>) de (grootte van de) oppervlakte is van een bol (of een ballon!) met een straal R. De flux wordt gemeten in Watts/m<superscript
77>2</superscript
78>/s, of zoals gewoonlijk door astronomen wordt gedaan, in ergs/cm<superscript
79>2</superscript
80>/s. Bijvoorbeeld, de lichtkracht van de zon is L = 3,90 * 10<superscript
81>26</superscript
82> W. Dit betekent dat de zon in een seconde een hoeveelheid energie van 3,90 * 10<superscript
83>26</superscript
84> joules de ruimte in straalt. Dus is de flux die we van de zon ontvangen, op een afstand van 1 AU (astronomische eenheid, is de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon ( 1.496*10<superscript
85>13</superscript
86> cm)):  </para>
87
88<para>
89<mediaobject>
90<imageobject>
91<imagedata fileref="flux2.png" format="PNG"/>
92</imageobject>
93</mediaobject>
94</para>
95</sect1>
96