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new file mode 100644
index 00000000000..04eee6328bf
--- /dev/null
+++ b/tde-i18n-pt_BR/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
@@ -0,0 +1,75 @@
+<sect1 id="ai-flux">
+
+<sect1info>
+
+<author
+><firstname
+>Jasem</firstname
+> <surname
+>Mutlaq</surname
+> <affiliation
+><address>
+</address
+></affiliation>
+</author>
+</sect1info>
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+<title
+>Fluxo</title>
+<indexterm
+><primary
+>Fluxo</primary>
+<seealso
+>Luminosidade</seealso>
+</indexterm>
+
+<para
+>O <firstterm
+>fluxo</firstterm
+> é a quantidade de energia que passa através de uma unidade de área por segundo. </para>
+
+<para
+>Astrônomos usam o fluxo para indicar o brilho aparente de um corpo celestial. O brilho aparente é definido como a quantidade de luz recebida a partir de uma estrela sobre a atmosfera terrestre passando através de um unidade de área a cada segundo. Assim, o brilho aparente é simplesmente o fluxo que nós recebemos de uma estrela. </para>
+
+<para
+>O fluxo mede a <emphasis
+>taxa de passagem</emphasis
+> de energia que passa por cada cm² (ou qualquer unidade de área) de um superfície de objeto por segundo. O fluxo detectado depende da distância da fonte que irradia energia. Isto é porque a energia se propaga por um volume de espaço antes de chegar à nós. Vamos considerar que nós temos um balão imaginário que envolve uma estrela. Cada ponto no balão representa uma unidade de energia emitida pela estrela. Inicialmente, os pontos em uma área de um cm² estão próximos uns dos outros e o fluxo (energia emitida por centímetro quadrado por segundo) é alta. Após a distância d, o volume e área da superfície do balão aumenta fazendo com que os pontos <emphasis
+>se afastem</emphasis
+> um dos outros. Consequentemente, o número de pontos (ou energia) envolvidos e, um cm² diminui como ilustrado na 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 à distância por uma relação simples de r². Logo, se a distância é dobrada, nós recebemos 1/2² ou 1/4 do fluxo original. A partir deste princípio 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 * R²) é a área da superfície de uma esfera (ou um balão!) com um raio R. O fluxo é medido em Watts/m²/s ou como normalmente usado pelos astrônomos: Ergs/cm²/s. Por exemplo, a luminosidade do sol é L = 3,90 * 10^26 W. Isto é, em um segundo o sol irradia 3,90 * 10^26 joules de energia no espaço. Logo, o fluxo que nós recebemos passando através de um centímetro quadrado a partir do sol a uma distância de um AU (1,496 * 10^13 cm) é: </para>
+
+<para>
+<mediaobject>
+<imageobject>
+<imagedata fileref="flux2.png" format="PNG"/>
+</imageobject>
+</mediaobject>
+</para>
+</sect1>