Jasem Mutlaq

# Flux

Le flux est la quantité d'énergie qui passe par une unité de surface chaque seconde.

Les astronomes utilisent le flux pour indiquer la brillance apparente d'un corps céleste. La brillance apparente est définie en tant que quantité de lumière reçue d'une étoile au-dessus de l'atmosphère terrestre passant par une unité de surface chaque seconde. Par conséquent, la brillance apparente est simplement le flux que nous recevons d'une étoile.

Le flux mesure le taux du débit d'énergie qui passe par cm2 (ou n'importe quelle unité de surface) d'une surface de l'objet chaque seconde. Le flux détecté dépend de la distance depuis la source qui dégage l'énergie, ce parce que l'énergie doit se répartir dans un volume d'espace avant de nous atteindre. Supposons que nous ayons un ballon imaginaire qui entoure une étoile. Chaque point sur le ballon représente une unité d'énergie émise depuis l'étoile. Initialement, les points se trouvant dans une zone de 1 cm2 sont à proximité immédiate les uns des autres et le flux (énergie émise par centimètre carré par seconde) est élevé. Après une distance d, l'unité de volume et de surface du ballon a augmenté, amenant les points à se disperser les uns des autres. En conséquence, le nombre de points (ou énergie) compris dans 1 cm2 a diminué, comme illustré sur la figure 1.

Figure 1

Le flux est inversement proportionnel à la distance par une relation r2 simple. Donc, si la distance est doublée, nous recevons 1/22 ou 1/4 du flux original. D'un point de vue fondamental, le flux est la luminosité par unité de surface :

où (4 * π * R2) est la surface d'une sphère (ou d'un ballon) de rayon R. Le flux est mesuré en watts/m2/s ou, comme les astronomes en ont l'habitude : ergs/cm2/s. Par exemple, la luminosité du Soleil est L = 3,90 * 1026 W. Cela signifie qu'en une seconde le Soleil dégage 3,90 * 1026 joules d'énergie dans l'espace. Ainsi, le flux que nous recevons, passant par un centimètre carré depuis le Soleil à une distance d'une UA (1,496 * 1013 cm) est :