stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Nötrino
Nötrino kaynakları > Güneş nötrinoları

Güneş nötrinoları asıl olarak güneş ve diğer yıldızlardaki füzyon sonucu oluşurlar. Sürecin detayları standart güneş modeli tarafından açıklanır. Kısaca dört proton birleşerek helyumu oluştururken, iki tanesi nötrona dönüşür ve bu dönüşümde iki tane elektron nötrino salınır.
Güneş her yönde devasa miktarda nötrino salar. Her saniye dünyanın güneşe dönük yüzünün her santimetre karesine yaklaşık 65 milyar nötrino ulaşır. Nötrinolar Dünya'nın kütlesi tarafında kayda değer şekilde soğrulmadığından Dünya'nın Güneş'e dönük olmayan yüzüne de aynı miktarda nötrino ulaşır.
Nötrino kaynakları > Süpernova nötrinoları

Nötrinolar Tip Ib, Ic ve II (çekirdek çökmesi) süpernovalarda önemli bir üründür. Böyle bir olayda, çekirdekdeki yoğunluk (1017 kg/m³) o kadar yüksektir ki elektronun eşenerjilik, elektron ve protonun birleşerek nötron ve elektron nötrinosu oluşturmasından kaçmasına yeterli değildir. İkinci ve daha önemli bir nötrino kaynağı da tüm tatlardaki nötrino - karşı-nötrino ikilisinin ayrılmasıyla oluşan nötron çekirdeğin termal enerjisidir (100 milyon kelvin).Süpernovada açığa çıkan enerjinin çoğunluğu çok büyük nötrino patlamaları olarak salınır.İlk deneysel veriler 1987A süpernovadaki nötrinoların bulgulanması ile elde edildi. 13 saniyeden kısa bir patlamada su bazlı dedektörler Kamiokande II ve IMB sırasıyla termal kaynaklı 11 ve 8 nötrino algılarken sintilatör temelli dedektör Baksan termal ya da elektrik yakama temmli 5 nötrino (lepton sayısı=1) bulgulamıştır.Bu olay nötrinoların yıldızı çarpışması gibi olaylar sonucu da üretilir olabileceği fikrini doğurdu.Süpernovadaki nötrino sinyalleri, sonraki şok dalgasıyla orta çıkma gerçekliğine dayanarak beklendiği üzere ilk elektromanyetik ışımalardan birkaç saat önce dünyaya ulaşır. Nötrinoların patlayan yıldızın çalkalanan maddesiyle istisnai olarak çok zayıf etkileştiğinden geçip giderken elektromanyetik ışımanın fotonları yavaşlar.
Nötrinolar maddeyle çok az etkileştiğinden, nötrinoların süpernova patlamasının en iç kısmı hakkında bilgi taşıdığı düşünülmektedir. Süpernova patlamasının şok dalgasının oluşturduğu radyoaktif elementlerin görünür ışımaları ve süpernovanın kendi ürettiği ışınlar yoğun ve karmaşık gaz tarafından dağıtılır.Diğer taraftan nötrinolar bu gaz bulutunun içinden geçerek süpernovanın iç kesimleri hakkında bilgi taşır (süpernovanın merkezindeki yoğunluk nötrinoları etkilemeye yeterliydi). Bundan dolayı nötrino patlamalarının, görünür ve gama ışınları, radyo dalgalarından daha çabuk ulaşacağı beklenir.Ardaki zaman rötar şok dalgasının hızına ve yıldızın en dış katmanının kalınlığına bağlıdır.Tip II süpernova için astronomlar nötrino yağışının yıldız çekirdeğinin çökmesinden saniyeler sonra başladığını, ancak ilk elektromanyetik ışımanın saatler sonra olduğunu düşünmektedirler.SNWE projesi olası süpernova olaylarını yakalamak için nötrino dedektörleri arasında gökyüzününü gözlemlemek için bir ağ kurmuştur. Bu Samanyolu'ndaki olası süpernova patlamaları için bir uyarı sistemi oluşturmaktadır.
Nötrino kaynakları > Yüksek enerji kozmik nötrinoları

Süpernova nötrinolarının bant aralıkları birkaç MeV'den birkaç on MeV arasındadır.Ancak, süpernova patlamaların karmaşık gas ortamında (süpernova kalıntısı) üretilen kozmik ışınların hızlandırıldığı bloklarda bundan bir milyon kat daha enerjili nötrinolar yayması beklenmektedir.Walter Baade ve Fritz Zwicky kozmik ışınları süpernovalara atfederken hipotezleri Vitaly L. Ginzburg ve Sergei I. Syrovatsky tarafından düzeltilerek süpernova kalıntılarına atfedilmiştir. Vitaly ve Sergei iddialarını önemi bir işaretle desteklemişlerdir: eğer süpernova kalıntılarının ivmelenmesinin verim oranı yüzde 10 ise Samanyolu'nun kaybettiği kozmik ışınlar telafi edilmektedir. Ginzburg ve Syrovatsky'ın iddiaları Enrico fermi tarafından çizilen teorik çerçeveyle tutarlı olan süpernova kalıntılarındaki 'şok dalgası ivmelenmesi'nin özgül mekanizması ve gözlemlenen verilerle desteklenmektedir. Çok yüksek enerjili nötrinolar hala görülmeyi beklemektedir, ancak nötrino astronumisinin bu alanı hala çok erken dönemindedir. Baikal, AMANDA,IceCube, Anteres, NEMO ve Nestor yüksek enerjili nötrinoları gözlemlemeyi amaçlayan mevcut veya yakında faaliyete geçecek olan deneylerdir. İlişkili bilgiler gama ışını gözlemcileri HESS ve MAGIC tarafından sağlanmaktadır. Esasen kozmik ışınların çarpışmaları yüklü piyonlar ki bunların bozunması nötrino salınımı yapacaktır ve yüksüz piyonlar oluşturacaktır ve süpernova kalıntısı her iki ışıma için de geçirgendir.
Ekstra-galaktik kozmik ışın etkileşimiyle açığa çıkan yüksek enerjili nötrinolar hala Pierre Auger Gözlemcisi ya da özelleşmiş ANITA deneyi tarafından gözlemlenebilir.
Nötrino kaynakları > Kozmik arka plan ışıması nötrinoları

Tıpkı Büyük Patlamadan kalan kozmik mikrodalga arka plan ışıması gibi, düşük enerjili nötrinosunun da arka planı olduğu düşünülüyor. 1980'lerde bunun evreni dolduran kara maddeyi açıklayabileceği düşünülüyordu. Nötrinoların kara maddeye aday olmalarında önemli bir avantajları var olduklarının bilinmesi, ancak bunun yanında birçok problem de içermektedirler.
Parçacık deneylerinden nötrinoların çok hafif olduğu ve ışık hızına yakın hızlarda hareket ettiği bilinmektedir. Bu nötrinolardan oluşan kara madde sıcak kara madde olarak adlandırılır. Buradaki temel problem yüksek hızları, çünkü nötrinolar kozmik genişleme onları soğutup kümeler halinde toplaşmalarını sağlamadan önce evrene dağılabilirler.Bu nötrinolardan oluşan kara maddeyi belirsizleştirir ve gördüğümüz büyük galaktik yapıyı imkânsız kılar.
Dahası bu aynı galaksiler ve galaksi grupları onlardan kaçacak kadar hızlı olmayan kara maddeyle çevrilidir. Tahminen bu madde, yapılanma için gereken kütle çekimi çekirdeklerini sağlamaktadır. Bu kara maddenin sadece küçük bir kısmının nötrinolar tarafından oluşturulduğunu gösterir.
Kozmolojik argümanlar kalıntı arka plan nötrinolarının, kütlesiz iseler 1.9 K sıcaklığa ve santimetre karede her tipten elli altışar yoğunluğa; eğer ki 0.1 meV kütleleri varsa daha soğuk sıcaklığa sahip olduğunu söyler.Kalıntı arka plan nötrinolarının yoğunlukları yüksek olmasına rağmen çok düşük ara kesit enerjilerinden(eV'nin altında) dolayı laboratuvar ortamında henüz algılanamamışlardır. Buna karşın arka plan nötrinosunun yoğunluğunun 6'da 1'ine sahip olmasına rağmen daha yüksek enerjiye sahip olan boron-8 güneş nötrinosu tanılanmıştır.
Nötrino tayini

Nötrinolar çok zayıf etkileşime girdiklerinden, anlamlı sayıda nötrino tayin edebilmesi için nötrino algılayıcılarının çok büyük olması gerekir. Nötrino algılayıcıları genellikle kozmik ışın ve arka plan ışımasını engellemek için yer altına inşa edilirler.
Karşı-nötrinolar ilk olarak 1956'da bir nükleer reaktörün yanında algılanmışlardır.Reines ve Cowal, suda çözünmüş kadmiyum klorat içeren iki hedef kullanmışlardır.Kadmiyum hedefin yanına iki sintilasyon(kırpışım) algılayıcı yerleştirilmiştir.1.8 MeV sınırının üzerinde enerjiye sahip karşı-nötrinolar sudaki protonlarla etkileşime girerek pozitron ve nötron oluşturmuşlardır.Bu pozitronların elektronlarla birbirini iptal etmesi sonucu 0.5 MeV enerjili fotonlar açığa çıkar ve foton çifteleri hedefin alt ve üstündeki iki sintilasyon algılayıcı tarafında algılanabilir. Nötronlar kadmiyum çekirdeği tarafından yakalanarak 8 MeV enerjili dama ışıması yapar ve bu ışıma pozitronun iptali sonucu çıkan fotondan birkaç mikrosaniye sonra algılanır.
O zamandan beri birçok değişik algılama yöntemi kullanılmıştır.Süper Kamiokande gelen nötrinonun suda elektron ve müon yaratması sonucu salınan Cherenkov ışımasını algılamak için çevresi fotoçoğaltıcı tüplerle çevrilmiş büyük hacimli bir su tankıdır.Sudbury Nötrino Gözlemcisi de benzerdir, ancak gözlem ortamı olarak ağır su kullanılır. Aynı etkiden yararlanılsa da fazladan başka etkileşimlere de izin verir. Sonucunda çıkan nötronun klor yakalanması sonucu gama ışımasının algılanmasıyla döteryumun herhangi tipteki nötrino foto ayrılmasını da algılar. Diğer algılayıcılar, elektrik nötrinosunun esas halleriyle etkileşimleriyle oluşan aşırı argon ve germanyumu kontrol etmek için sırasıyla klor ve galyumla doludur.
Nötrinolara ilginin bilimsel motivasyonları

Nötrinolara olan bilimsel ilginin nedeni, nötrinolar, optik ya da radyo gibi gözlem tekniklerinin görüş alanlarıyla sınırlı olarak tanınan çevreye farklı bir irdeleme imkânını verebilir olmasıdır.
Nötrinoların ilk olarak 20. yüzyılda Güneş'in çekirdeğini incelemek için kullanılabileceği öngörülmüştür. Güneşin çekirdeğinin, çekirdeğini kaplayan devasa miktardaki maddenin sebep olduğu elektromanyetik ışımanın difüzyondan dolayı doğrudan optik bir inceleme mümkün değildir.Diğer taraftan nötrinolar yıldız füzyon yıldız reaksiyonlarında üretilir ve maddeyle çok zayıf etkileşime girer, çok az etkileşerek Güneş'ten geçer.Güneşin çekirdeğinden salınan fotonunun güneşin dış katmanına yayılması 40000 yıl gerektirirken nötrinolar görsel olarak engellenmez ve mesafeyi ışık hızına yakın hızda katederler.
Nötrinolar ayrıca güneş sistemimizin ötesindeki astronomik kaynakları araştırmada da kullanılabilir. Ayrıca nötrinolar yıldızlar arası ortamdan kayda değmeyecek kadar eksilerek geçebilen bilinen tek parçacıktır.Optik fotonlar toz, gaz ve arka plan ışıması tarafından engellenebilir ya da dağıtılabilirler. Ömürsüz foton veya atom çekirdeği formundaki yüksek enerjili kozmik ışınlar
GZK kesmesinden dolayı 100 megaparsekten daha fazla ilerleyemezler. Nötrinolar bu mesafeyi ve daha fazlasını çok az eksilerek katedebilirler.
Samanyolu'nun galaktik çekirdeği gaz ve birçok parlak cisim tarafından perdelenmektedir. Samanyolu'nun galaktik çekirdeğinden salınan nötrinoların Dünya merkezli teleskobu ile önümüzdeki 10 yılda algınabileceği düşünülmektedir.
Nötrinoların başka bir kullanım alanı da devasa kütlelere sahip yıldızların çökmesi olan süpernovaları
incelemektir. Süpernovaların çekirdek çökmesi evresi hayal edilemeyecek yoğunluk ve enerjiye sahiptir. Bu büyük yoğunluktan nötrinolar hariç kaçabilecek bilinen başka bir parçacık yoktur.Sonuç olarak, süpernovaların enerjilerinin %99'unu hızlı(10 saniye)nötrino patlamaları olarak saldıkları bilinmektedir ve süpernovada gerçekleşen olayları incelemede kullanılabilirler.
Nötrinonun kütlesini belirlemek de kozmolojinin önemli bir kontrolü olacaktır. Nötrinonun ileriki zamanlarda daha birçok kullanım alanı bulunacağı kesindir. Astrofizik açısından nötrinoların bir gözlem tekniği olarak geçerliliği, astrofizik camiasının nötrino araştırmalarına olan ilgisini artırmaktadır.
Parçacık fiziğinde nötrinoları çalışmanın en önemli motivasyonu, parçacıkların standart modelinde teorize edilen en küçük kütleli, dolayısıyla en az enerjili parçacığı olmasıdır. Örneğin, eğer ki elektron, müon ve taudan sonra dördüncü nesil fermiyon varsa, parçacık hızlandırıcılarda en kolay elde edilen dördüncü nesil nötrino olacaktır.
Nötrinolar ayrıca kuantum kütle çekimi etkisini çalışmada da kullanılabilirler. Güçlü kuvvet ve elektromanyetik kuvvetten (manyetik momentleri yok ise eğer) etkilenmediklerinden, genelde bileşik halde bulunmadıklarından ve bozunmaya girmeye meyilli olmadıklarından rahatlıkla ayrıştırılarak bir kuantum seviyesindeki nötrinonun üzerinde kütle çekimi etkisi araştırılabilir.
L'Impératrice (müzik grubu)

| L'Impératrice |
| --- | --- |

Genel bilgiler
Başladığı yer: Paris, Fransa
Tarzlar: pop, disko
Etkin yıllar: 2012–günümüz
Müzik şirketi: microqlima

Üyeler: Flore Benguigui, Charles de Boisseguin, Tom Daveau, David Gaugué, Hagni Gwon, Achille Trocellier

Eski üyeler: Martin Neumann

L'Impératrice, 2012 yılında Paris'te kurulmuş bir Fransız pop ve disko müzik grubudur.
Tarihçe

L'Impératrice, altı müzisyenden oluşan bir gruptur: grubun kurucusu Charles de Boisseguin (klavye), Hagni Gwon (klavye), David Gaugué (bas gitar), Achille Trocellier (elektro gitar), Tom Daveau (davul) ve Flore Benguigui ise 2015 yılında gruba katılan vokalistleridir.
Kendi adını taşıyan ilk EP'lerini 2012'de çıkardılar, ardından 2014'te ikincisini (Sonate Pacifique) ve ardından 2015'te üçüncüsünü (Odyssée) yayınladılar. Bu son EP, bir yıl sonra L'Empereur adıyla yeniden düzenlendi. Şubat 2017'de keman, çello ve akustik gitar kullanılan akustik versiyonu da piyasaya sürüldü.
Grup, 2016 yılında "Deezer Adami Hayranları" ödülünü kazanmıştır.
2016'da 'Vanille Fraise' isimli teklilerini yayınladılar.
Grup daha sonra bağımsız plak şirketi microqlima'ya katıldı ve Haziran 2017'de Séquences'i yayınladı. Eylül ayında Avustralyalı grup Parcels tarafından şarkılarının remix'leri yayınlandı.
17 Ekim 2017'de grup ilk albümleri Matahari'nin ilk single'ı olan 'Erreur 404'ü yayınladılar. L'impératrice, 9 Ocak 2018'de TMC kanalının Fransız televizyon programı olan Quotidien'e konuk oldu.
Grup 12 Ekim 2017'de La Cigale'de ve ardından 3-4 Nisan 2018'de Casino de Paris'te sahne aldı. Şubat ve Mayıs 2018 arasında bir Fransız turunu tamamladılar. Bu tur Ekim 2018 ile Ocak 2019 arasında gerçekleşti.
Grup, 21 Haziran 2018'de "Fête de la Musique" sırasında Fransız Ulusal Meclisi'nde sahne aldı.
Diskografi > Albümler

2018: Matahari
2019: Matahari (englische Version)
Diskografi > EPler

2012: L'Impératrice
2014: Sonate Pacifique
2015: Odyssée
2016: L'Empereur (Odyssée Slow Version)
2017: Odyssée (Version acoustique)
2017: Séquences
2017: Séquences (Remixes)
Diskografi > Tekliler

2016: Vanille fraise
2017: Erreur 404
2018: Histoire d'un soir
Analog (kimya)

CF4 ve CCl4
Analog, yapısal analog ya da kimyasal analog; bir bileşiğin, başka bir bileşiğe yapısal açıdan benzese de, belli bir bileşen açısından farklılık göstermesi durumudur. Bu farklılık bir ya da birkaç atom, fonksiyonel gruplar ya da altyapının; başka atomlar, gruplar ya da altyapılarla değişmesi şekilde olabilir.
Infant Annihilator

Infant Annihilator 2012 yılında gitarist Eddie Pickard ve baterist Aaron Kithcer tarafından İngiltere'de kurulmuş bir deathcore grubudur. Grup, teknik müzik tarzıyla, parodik söz temalarıyla ve kliplerindeki kaba içerikleriyle bilinir. İlk albümleri The Palpaple Leprosy of Pollution vokallerde Amerikalı Vokalist Dan Watson ile 2012 yılında yayımlandı. İkinci albümleri olan The Elysian Grandeval Galèriarch Jesse Kirkbride tarafından kendi ev-stüdyosunda kaydedilip 2016 yılında vokallerdeki değişimin ardından vokallerde Dickie Allen ile yayımlandı. Üçüncü albümleri The Battle of Yaldabaoth Eylül 2019 yılında yayımlandı.
Tarih > Kuruluş ve The Palpable Leprosy of Pollution (2012-2013)

Infant Annihilator 2012 yılında gitarist Eddie Pickard ve baterist Aaron Kithcer tarafından kurulmuştur. Infant Annihilator ismi Aaron Kitcher'ın eski grubu olan As the Blessed Fall adlı grubun Infant Annihilator adlı şarkısından ve death metal grup isimlerindeki garipliğe bir ironi olarak seçilmiştir. 2016 yılında yapılan bir röportajda "Grup ve şarkı adlarımızın yaptığımız müzik kadar aşırı olmasını istedik." şeklinde bir açıklama yapmışlardır. 
Aaron ve Eddie ilk enstrümantal albümlerini Eddie'nin bilgisayarını kullanarak yazmışlar ve kaydetmişlerdir. İkili ilk enstrümantal albümleri olan The Palpable Leprosy of Pollution albümünü internette 2012 yılında yayınladıktan sonra onları Facebook sayfalarından 21 Haziran 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. keşfeden Amerikalı vokalist Dan Watson ile tanışmışlardır. Dan'in performansından etkilenen ikili ondan albümlerini seslendirmesini istemişlerdir. Dan Watson'un gruba katılmasıyla beraber Decapitation Fornication adlı şarkıyı vokalleri ve klibi ile YouTube sitesine yükleyen grubun popüleritesi artmaya başladı. Watson, 2014 yılında kendini diğer üyelere eşit hissetmediği ve yapılacak anlaşmalarda onun fikri alınmadığı gibi gerekçelerle gruptan ayrıldı.
Tarih > Yeni vokalist ve The Elysian Grandeval Galèriarch (2014-2017)

2014 yılının sonlarına doğru Aaron başka bir grup olan Desolated'ın ilk amerika turunda bateristliğini yaparken vokalist Dickie Allen ile tanıştı ve vokallerini şahsen duymak Aaron'ı gruba iyi uyum sağlayacağı konusunda ikna etti.
Grup, 2016 yılının ortalarında sosyal medya aracılığıyla yeni vokalistlerini duyurdu.
İkinci albüm olan The Elysian Grandeval Galèriarch 29 Temmuz 2016 yılında resmi olarak yayınlandı.
Tarih > The Battle of Yaldabaoth (2019-Günümüz)

Infant Annihilator 25 Temmuz 2019 tarihinde ilk single'ları olan Three Bastards adlı şarkıyı ve yeni albümlerinin adı, çıkış tarihi ve ön-sipariş bilgilerini paylaştı.
Müzikal Tarz

Infant Annihilator, metal türünün bir alt türü olan deathcore adı altında müzik yapmaktadır. Söz temaları kasıtlı olarak pedofili, tecavüz, cinayet, din, tarikatlar gibi aşırı ve tartışmalı konuları ele alır. Üyeler, Carnifex 26 Nisan 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Bring Me the Horizon 19 Haziran 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Waking the Cadaver 12 Kasım 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. gibi birçok gruptan esinlendiklerini ve ilham aldıklarını belirtmişlerdir.
Grup Üyeleri

Günümüz
* Aaron Kitcher - Bateri (2012-Günümüz)
  * Eddie Pickard - Gitar ve Bas (2012-Günümüz)
  * Dickie Allen - Vokaller (2016-Günümüz)
Geçmiş
* Dan Watson - Vokaller (2012-2014)
Diskografi

Stüdyo Albümleri
| Yıl | Detaylar |
| --- | --- |
2012: The Palpable Leprosy of Pollution 12 Aralık 2012
2016: The Elysian Grandeval Galèriarch 29 Temmuz 2016
2019: The Battle of Yaldabaoth 11 Eylül 2019
Single'lar
"Decapitation Fornication" (23 Temmuz 2012)
"Motherless Miscarriage" (22 Haziran 2016)
"Three Bastards" (25 Temmuz 2019)
Spektral akı yoğunluğu

Spektroskopi’de spektral akı yoğunluğu, gerçek ya da sanal bir yüzeyde elektromanyetik radyasyon ile enerjinin değişim oranını yüzey alan ve dalga boyu başına tanımlayan bir değerdir.
Spektral akı yoğunluğu radyometrik bir ölçümdür. Bunun diğer ölçümlerden farkı ışığa elektromanyetik alan veya foton ile özelliklendirmesidir. W m−2 nm−1 (1 W m−2 nm−1 = 1 GW m−3  = 1 W mm−3) veya W m−2 μm−1 (1 W m−2 μm−1 = 1 MW m−3) gibi birimler daha kullanışlı olmasına rağmen Uluslararası ölçüm birimi W·m−2·Hz−1 dir. Yanski(Jansky) veya solar akı birimi olarak okunur. Parlama, radyant varlığı, radyant ışıma miktarı, ışınsallık gibi terimler spektral akı yoğunluğuyla çok yakından ilgilidir.
Spektral akı yoğunluğunu tanımlamak için kullanılan terimler farklılık gösterebilir. Bazen yoğunluk kelimesi kullanılmaz.
Uygulamaların içerikleri:
(Belli bir noktadan ölçülen örneğin Dünya’da) Teleskop yardımıyla çözümlenememiş uzak mesafeli yıldız kaynaklarını tanımlama,
Doğal elektromanyetik ışınımsal alanlarda bir noktanın tanımlanması. uzak mesafede(ışık yılı ile tanımlanan) bulunan küre veya yarım kürenin tümünden bir alet yardımıyla radyasyon toplanıp hesaplanması,
Yapay hizalanmış elektromanyetik ışınım demetlerinin tanımlanması.
Tanımlanamayan Bir Nokta Kaynağından Alınan Akı Yoğunluğu

Tanımlanamayan bir nokta kaynağından alınan akı yoğunluğu, ölçüm aleti(genellikle teleskobik)nin kaynağın detaylarını çözümleyememesinden dolayı meydana gelmektedir. Göğün yüzeyindeki nokta kaynağının optiksel olarak yeterli bir şekilde çözümlenebilmesi için nokta kaynağında gelen radyasyonlar kaydedilir. Böylece diğer noktasal kaynaklardan kaynaklanabilecek sapma ve hatalar önlenmiş olacaktır. Bu durumda spektral akı yoğunluğu, gerçek ya da sanal bir yüzeyde elektromanyetik radyasyon ile enerjinin değişim oranını yüzey alan ve dalga boyu başına tanımlayan bir değerdir.
Verilen herhangi bir dalga boyunda λ ve spektral akı yoğunluğunda  Fλ aşağıda verilen prosedürler izlenir:
Kesit alanı 1 metre kare dedektör doğrudan radyasyona doğru çevrilir.
Bant genişliği dar olan bir filtre dedektörün önüne yerleştirilir ve böylece sadece dalgaboyu dar olan noktaların geçişine izin verilecek.
Elektromanyetik enerjinin oranı dedektör tarafından hesaplanacak.
Bu ölçülen oran  Δλ ye bölünecek ve böylece birim dalga boyu aralığında metrekare başına tespit edilen güç elde edilinebilecektir.
Spektral akı yoğunluğu genellikle y-ekseninde ışık kaynağının(örneğin yıldızlar) spektrumu(tayf)nu belirtir.
Ölçülen Noktadaki Işıksal Bölgenin Akı Yoğunluğu

Elektromanyetik ışıksal bölgede ölçülen noktadaki spektral akı yoğunluğunun tanımına iki farklı yaklaşım türü vardır. Uygunluğundan dolayı biri vektör yaklaşımı, diğeri ise skaler(yönsüz) yaklaşımdır. Vektör tanımı spektral noktadaki ışıksal noktanın(belirli ışınım yoğunluğu ya da belirli yoğunluk olarak bilinir) tam küresel integraline denk gelmektedir. Skaler tanım ise bu noktadaki mümkün olan spektral ışınımın(belirli yoğunluk) birçok muhtemel yarım küresel integralidir. Görünüşe göre vektör tanımı fiziğin teorik ışınım inceleme alanında oldukça tercih edildiği görülüyor. Skaler tanım ise daha çok pratik uygulamalar için tercih ediliyor.
Akı Yoğunluğunun Vektör Tanımı –‘Tam Küresel Akı Yoğunluğu’-

Vektör yaklaşımı akı yoğunluğunu izlenimci tarafından belirlenmiş uzaydaki bir noktada ve zaman olarak tanımlar. Bu yaklaşımı ayırt etmek için tam küresel akı yoğunluğundan söz etmek gerekir. Bu durumda doğa gözlemciye belirlenen noktanın değerini, yönünü ve akı yoğunluğunu hissetmemizi sağlar. Akı yoğunluk vektörü için:
\mathbf {F} (\mathbf {x} ,t;\nu )=\oint _{\Omega }\ I(\mathbf {x} ,t;\mathbf {\hat {n}} ,\nu )\,\mathbf {\hat {n}} \,d\omega (\mathbf {\hat {n}} )
where  I(\mathbf {x} ,t;\mathbf {\hat {n}} ,\nu ) formülünü kullanabiliriz.  \mathbf {x}  noktasında,  t\! zamanda, \nu \! frekanstaki spektral ışınımı verir.  \mathbf {\hat {n}} ,  \mathbf {x}  noktasındaki merkezin uygun bir birim vektörünü belirtir.  d\omega (\mathbf {\hat {n}} ),  \mathbf {\hat {n}}  çevresinde bir katı açı unsuru belirtir.  \Omega \! ise kürenin bütün katı açıları boyunca olan entegrasyonunu belirtir.
Matematiksel olarak tam kürenin katı açıları boyuncaki ağırlıksız bir integral olarak tanımlanır. Akı yoğunluğu, spektral ışınımın(ya da belirli bir yoğunluğun) katı açıya göre ilk anıdır. İstenilen noktadaki spektral ışınımın tam küresel ölçüm yapmak pek de yaygın bir uygulama değildir. Çünkü bu belirli matematiksel küresel integrasyon kesin tanım için gereklidir. yine de konsepti, ışınım dönüşümü teorik analizinde kullanılır.
Yukarıda belirtildiği gibi, eğer akı yoğunluk vektörünün yönü simetri sayesinde veriliyorsa yani ışınım alanı düz ve düz katmanlı ise vektör akı yoğunluğu net akı olarak hesaplanabilir. Bilinen yönde cebirsel toplama ile iki zıt hissedilen skaler değerleri  katmanlara dik olmasıyla net akı hesaplanır.
Uzayda verilen sabit alandaki bir nokta, vektör akı yoğunluğu, radyometrik değerler elektromanyetik bir değer olan Ponyting vektörüne eşit olur.
Tanıma vektör yaklaşımında belirli başka alt tanımlamalar vardır. Bazen gözlemci sadece belirli bir yönde ilgilenir. Örneğin dikey yön ile gezegensel ya da yıldızsal bölge kastedilir. Çünkü atmosfer her yatay yön için aynı kabul edilir. Böylece akının sadece dikey bileşeniyle ilgilenilir. Akının yatay bileşenleri simetriyle birbirlerini yok ettiği(ihmal ettiği) varsayılır. Sonuçta sadece akının dikey bileşeni 0 değerinden farklı olur. Bu durumda, bazı astrofizikçiler akının dikey bileşeni olan astrofiziksel akıyı(yoğunluğu)4π(pi)sayısına bölerler. Bazen astrofizikçiler akının dikey bileşenini 4π ye bölerler ve bunun için Eddington akısını kullanırlar.