Beautify docbook files

1 files changed, 7 insertions, 55 deletions

diff --git a/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook
index 761e4635c65..0a202b098a0 100644
--- a/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook
+++ b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook
@@ -1,60 +1,12 @@
 <sect1 id="ai-magnitude">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Girish</firstname
-> <surname
->V</surname
-> </author>
+<author><firstname>Girish</firstname> <surname>V</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Шкала звёздных величин</title>
-<indexterm
-><primary
->Шкала звёздных величин</primary>
-<seealso
->Потоки излучения</seealso
-> <seealso
->Цвета и температуры звёзд</seealso
-> </indexterm>
-<para
->2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба <quote
->звёздами первой величины</quote
->, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, &mdash; <quote
->шестой величины</quote
->. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.</para>
-<note
-><para
->Шкала звёздных величин идёт в направлении обратном привычному: яркие звёзды имеют <emphasis
->меньшую</emphasis
-> величину, чем тусклые. </para>
+<title>Шкала звёздных величин</title>
+<indexterm><primary>Шкала звёздных величин</primary>
+<seealso>Потоки излучения</seealso> <seealso>Цвета и температуры звёзд</seealso> </indexterm>
+<para>2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба <quote>звёздами первой величины</quote>, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, &mdash; <quote>шестой величины</quote>. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.</para>
+<note><para>Шкала звёздных величин идёт в направлении обратном привычному: яркие звёзды имеют <emphasis>меньшую</emphasis> величину, чем тусклые. </para>
 </note>
-<para
->Современная шкала величин представляет собой количественную меру <firstterm
->потока</firstterm
-> света от звезды по логарифмической шкале: </para
-><para
->m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0) </para
-><para
->Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5. Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз даёт разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света. </para
-><para
->Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчёта и присваивает другим звёздам величину на основе уравнения, приведённого выше. </para
-><para
->Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них <emphasis
->собственная</emphasis
-> яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью <link linkend="ai-parallax"
->Параллакс</link
->), мы могли бы их учесть и посчитать <firstterm
->абсолютную звёздную величину</firstterm
->, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^16 м). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле: </para
-><para
->M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10) </para
-><para
->Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и используются фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооружённому глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в <emphasis
->триллион</emphasis
-> раз слабее, чем Вега. </para
-><para
->И в заключении: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр <quote
->видимого</quote
-> излучения, в основном, в зелёной части спектра; m_B &mdash; синий фильтр, m_pg &mdash; яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.). </para>
+<para>Современная шкала величин представляет собой количественную меру <firstterm>потока</firstterm> света от звезды по логарифмической шкале: </para><para>m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0) </para><para>Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5. Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз даёт разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света. </para><para>Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчёта и присваивает другим звёздам величину на основе уравнения, приведённого выше. </para><para>Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них <emphasis>собственная</emphasis> яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью <link linkend="ai-parallax">Параллакс</link>), мы могли бы их учесть и посчитать <firstterm>абсолютную звёздную величину</firstterm>, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^16 м). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле: </para><para>M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10) </para><para>Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и используются фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооружённому глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в <emphasis>триллион</emphasis> раз слабее, чем Вега. </para><para>И в заключении: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр <quote>видимого</quote> излучения, в основном, в зелёной части спектра; m_B &mdash; синий фильтр, m_pg &mdash; яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.). </para>
 </sect1>