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new file mode 100644
index 00000000000..3999b245842
--- /dev/null
+++ b/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
@@ -0,0 +1,75 @@
+<sect1 id="ai-flux">
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+<sect1info>
+
+<author
+><firstname
+>Jasem</firstname
+> <surname
+>Mutlaq</surname
+> <affiliation
+><address>
+</address
+></affiliation>
+</author>
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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 por uma unidade de área em cada segundo. </para>
+
+<para
+>Os astrónomos usam o fluxo para denotar o brilho aparente de um corpo celeste. O brilho aparente é definido como a quantidade de luz recebida de uma estrela acima da atmosfera da terra e que passa por uma área unitária a cada segundo. Deste modo, o brilho aparente é apenas o fluxo que recebemos de uma estrela. </para>
+
+<para
+>O fluxo mede a <emphasis
+>taxa do fluxo</emphasis
+> de energia que passa através de cada cm^2 (ou qualquer área unitária) da superfície de um objecto em cada segundo. O fluxo detectado depende da distância da fonte que irradia a energia. Isto deve-se ao facto de a energia se espalhar num dado volume de espaço antes de nos atingir. Vamos assumir que temos um balão imaginário que enclausura uma estrela. Cada ponto do balão representa uma unidade de energia emitida a partir da estrela. Inicialmente, os pontos numa área de um cm^2 estão próximos uns dos outros e o fluxo (a energia emitida por centímetro quadrado por segundo) é alta. Ao fim de uma distância 'd', o volume e a área da superfície do balão aumentaram, fazendo com que os pontos se <emphasis
+>espalhem entre si</emphasis
+>. Por consequência, o número de pontos (ou energia) contido em cada cm^2 diminuiu, como se ilustra 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 de r^2. Como tal, se a distância duplicar, iremos receber 1/2^2 ou 1/4 do fluxo original. Num ponto de vista fundamental, o fluxo é a <link linkend="ai-luminosity"
+>luminosidade</link
+> por área unitária: <mediaobject
+> <imageobject>
+<imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/>
+</imageobject>
+</mediaobject>
+</para>
+
+<para
+>em que o (4 * PI * R^2) é a área da superfície de uma esfera (ou de um balão!) com um raio R. O fluxo é medido em Watts/m^2/s ou, como é denominado normalmente pelos astrónomos: Ergs/cm^2/s. Por exemplo, a luminosidade do Sol é de L = 3,90 * 10^26 W. Isto é, num segundo, o Sol irradia 3,90 * 10^26 Joules de energia para o espaço. Deste modo, o fluxo que recebemos e que passa por um centímetro quadrado do sol a uma distância de uma UA (1,496 * 10^13 cm) é: </para>
+
+<para>
+<mediaobject>
+<imageobject>
+<imagedata fileref="flux2.png" format="PNG"/>
+</imageobject>
+</mediaobject>
+</para>
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