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 * π * 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