Beautify docbook files

1 files changed, 11 insertions, 39 deletions

diff --git a/tde-i18n-da/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook b/tde-i18n-da/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
index 2f8e7a2bb50..bfc93291864 100644
--- a/tde-i18n-da/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
+++ b/tde-i18n-da/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
@@ -2,66 +2,38 @@
 
 <sect1info>
 
-<author
-><firstname
->Jasem</firstname
-> <surname
->Mutlaq</surname
-> <affiliation
-><address>
-</address
-></affiliation>
+<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address>
+</address></affiliation>
 </author>
 </sect1info>
 
-<title
->Flux</title>
-<indexterm
-><primary
->Flux</primary>
-<seealso
->Lysstyrke</seealso>
+<title>Flux</title>
+<indexterm><primary>Flux</primary>
+<seealso>Lysstyrke</seealso>
 </indexterm>
 
-<para
-><firstterm
->Flux</firstterm
-> er den mængde energi der passerer igennem et "enheds"område på et sekund. </para>
+<para><firstterm>Flux</firstterm> er den mængde energi der passerer igennem et "enheds"område på et sekund. </para>
 
-<para
->Astronomer bruger flux til at bestemme hvor klart et himmellegeme lyser. Den tilsyneladende klarhed er defineret som som mængden af lys pr sekund i et enhedsområde der modtages fra et himmellegeme målt udenfor atmosfæren. Derfor er en stjernes tilsyneladende klarhed bare den flux vi modtager fra stjernen. </para>
+<para>Astronomer bruger flux til at bestemme hvor klart et himmellegeme lyser. Den tilsyneladende klarhed er defineret som som mængden af lys pr sekund i et enhedsområde der modtages fra et himmellegeme målt udenfor atmosfæren. Derfor er en stjernes tilsyneladende klarhed bare den flux vi modtager fra stjernen. </para>
 
-<para
->Flux angiver den mængde energi der <emphasis
->strømmer</emphasis
-> gennem hver  cm^2 (eller et "enheds"område) af et objekts overflade på et sekund. Hvor stor en flux der kan måles fra er objekt afhænger af afstanden til det objekt der udstråler energien. Det skyldes at energien der udstråler fra et objekt spredes mens det bevæger sig ud i rummet. Forestil dig f.eks. at der rundt om en stjerne er en imaginær rund ballon. På ballonen er sat en mængde prikker, og hver prik repræsenterer en mængde energi udsendt af stjernen. Før der pustes luft i ballonen er der mange prikker på en cm^2 på ballonens overflade, men efterhånden som ballonen pustes op bliver der længere og længere mellem prikkerne, og der vil derfor være færre og færre prikker på en cm^2 ballonoverflade. Når energien har tilbagelagt afstanden d fra den blev udsendt af stjernen er fluxen altså formindsket som det ses på figur 1. </para>
+<para>Flux angiver den mængde energi der <emphasis>strømmer</emphasis> gennem hver  cm^2 (eller et "enheds"område) af et objekts overflade på et sekund. Hvor stor en flux der kan måles fra er objekt afhænger af afstanden til det objekt der udstråler energien. Det skyldes at energien der udstråler fra et objekt spredes mens det bevæger sig ud i rummet. Forestil dig f.eks. at der rundt om en stjerne er en imaginær rund ballon. På ballonen er sat en mængde prikker, og hver prik repræsenterer en mængde energi udsendt af stjernen. Før der pustes luft i ballonen er der mange prikker på en cm^2 på ballonens overflade, men efterhånden som ballonen pustes op bliver der længere og længere mellem prikkerne, og der vil derfor være færre og færre prikker på en cm^2 ballonoverflade. Når energien har tilbagelagt afstanden d fra den blev udsendt af stjernen er fluxen altså formindsket som det ses på figur 1. </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
 <imagedata fileref="flux.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
-<caption
-><para
-><phrase
->Figur 1</phrase
-></para
-></caption>
+<caption><para><phrase>Figur 1</phrase></para></caption>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->Fluxen er omvendt proportional med afstanden i forholdet r^2. Hvis afstanden derfor fordobles modtager vi kun 1/2^2 eller 1/4 af den originale flux. Fundamentalt angiver fluxen <link linkend="ai-luminosity"
->lysstyrken</link
-> pr enhedsområde: <mediaobject
-> <imageobject>
+<para>Fluxen er omvendt proportional med afstanden i forholdet r^2. Hvis afstanden derfor fordobles modtager vi kun 1/2^2 eller 1/4 af den originale flux. Fundamentalt angiver fluxen <link linkend="ai-luminosity">lysstyrken</link> pr enhedsområde: <mediaobject> <imageobject>
 <imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->hvor (4 * PI * R^2) er et område af overfladen af en kugleskal (eller en ballon) med en radius på R. Flux måles i Watt/m^2/s eller mere normalt til astronomisk brug: Ergs/cm^2/s. For eksempel er solens lysstyrke L = 3.90 * 10^26 W. Det vil sige at solen sender en energimængde på 3.90 * 10^26 joule ud i verdensrummet i sekundet. Men den flux vi modtager i en kvadratcentimeter her på jorden i en afstand af 1 AU (1.496 * 10^13 cm) er: </para>
+<para>hvor (4 * PI * R^2) er et område af overfladen af en kugleskal (eller en ballon) med en radius på R. Flux måles i Watt/m^2/s eller mere normalt til astronomisk brug: Ergs/cm^2/s. For eksempel er solens lysstyrke L = 3.90 * 10^26 W. Det vil sige at solen sender en energimængde på 3.90 * 10^26 joule ud i verdensrummet i sekundet. Men den flux vi modtager i en kvadratcentimeter her på jorden i en afstand af 1 AU (1.496 * 10^13 cm) er: </para>
 
 <para>
 <mediaobject>