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diff --git a/tde-i18n-fr/docs/kdeedu/kstars/flux.docbook b/tde-i18n-fr/docs/kdeedu/kstars/flux.docbook deleted file mode 100644 index 1387a2a290e..00000000000 --- a/tde-i18n-fr/docs/kdeedu/kstars/flux.docbook +++ /dev/null @@ -1,75 +0,0 @@ -<sect1 id="ai-flux"> - -<sect1info> - -<author -><firstname ->Jasem</firstname -> <surname ->Mutlaq</surname -> <affiliation -><address> -</address -></affiliation> -</author> -</sect1info> - -<title ->Flux</title> -<indexterm -><primary ->Flux</primary> -<seealso ->Luminosité</seealso> -</indexterm> - -<para ->Le <firstterm ->flux</firstterm -> est la quantité d'énergie qui passe par une unité de surface chaque seconde. </para> - -<para ->Les astronomes utilisent le flux pour dénoter la luminosité apparente d'un corps céleste. La luminosité apparente est définie comme la quantité de lumière reçue d'une étoile au-dessus de l'atmosphère terrestre passant par une unité de surface chaque seconde. Pour cela, la luminosité apparente est simplement le flux que nous recevons d'une étoile. </para> - -<para ->Le flux mesure le <emphasis ->débit</emphasis -> d'énergie qui passe par cm² (ou n'importe quelle unité de surface) de la surface d'un objet chaque seconde. Le flux détecté dépend de la distance de la source qui irradie l'énergie. C'est dû au fait que l'énergie doit se répandre dans un volume de l'espace avant de nous atteindre. Supposons que nous avons un ballon imaginaire qui entoure une étoile. Chaque point sur le ballon représente une unité d'énergie émise de l'étoile. Initialement, les points dans une zone de un cm² sont proches les uns des autres et le flux (énergie émise par centimètre carré par seconde) est élevé. À une distance d, le volume et la surface du ballon augmentent, faisant que les points <emphasis ->s'éloignent</emphasis -> les uns des autres. En conséquence, le nombre de points (ou énergie) compris dans un cm² a diminué, comme illustré sur la figure 1. </para> - -<para> -<mediaobject> -<imageobject> -<imagedata fileref="flux.png" format="PNG"/> -</imageobject> -<caption -><para -><phrase ->Figure 1</phrase -></para -></caption> -</mediaobject> -</para> - -<para ->Le flux est inversement proportionnel à la distance par une simple relation r². De ce fait, si la distance double, nous recevons 1/2², soit 1/4 du flux original. D'un point de vue fondamental, le flux est la <link linkend="ai-luminosity" ->luminosité</link -> par unité de surface. <mediaobject -> <imageobject> -<imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/> -</imageobject> -</mediaobject> -</para> - -<para ->où (4 * PI * R²) est la surface d'une sphère (ou d'un ballon) de rayon R. L'éclairement est mesuré en Watt/m², ou, comme les astronomes en ont l'habitude, en ergs/cm². Par exemple, la luminosité du Soleil est L = 3,90 * 10^26 W. Cela signifie que le Soleil irradie 3,90 * 10^26 joules d'énergie dans l'espace en une seconde. Ainsi, le flux que nous recevons du Soleil, passant par un centimètre carré à une distance d'une UA (1,4 * 10^13 cm) est : </para> - -<para> -<mediaobject> -<imageobject> -<imagedata fileref="flux2.png" format="PNG"/> -</imageobject> -</mediaobject> -</para> -</sect1> |