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diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ai-contents.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ai-contents.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ai-contents.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ai-contents.docbook
@@ -1,200 +1,45 @@
 <sect1 id="ai-contents">
-<title
->AstroInfo: Lista de contenidos</title>
+<title>AstroInfo: Lista de contenidos</title>
 
-<itemizedlist
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->El cielo y los sistemas de coordenadas</title>
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+<itemizedlist><title>El cielo y los sistemas de coordenadas</title>
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->Tiempo</title>
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->Física</title>
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-><title
->Astrofísica</title>
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->Galaxias elípticas</link
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->Estrellas: Una introducción con preguntas y respuestas</link
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+  <listitem><para><link linkend="ai-colorandtemp">Colores y temperaturas estelares</link></para></listitem>
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 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/astroinfo.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/astroinfo.docbook
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@@ -1,9 +1,5 @@
 <chapter id="astroinfo">
-<title
->El proyecto AstroInfo</title>
+<title>El proyecto AstroInfo</title>
 
-<para
->Aquí podrá encontrar una colección de artículos cortos que explican varios conceptos astronómicos utilizados en &kstars;. Desde sistemas de coordenadas a mecánica celeste, aquí podrá encontrar respuestas a sus preguntas. </para
-><para
->Los artículos en ocasiones contienen ejercicios que podrá realizar con &kstars; para ilustrar el concepto implícito en el artículo. </para>
+<para>Aquí podrá encontrar una colección de artículos cortos que explican varios conceptos astronómicos utilizados en &kstars;. Desde sistemas de coordenadas a mecánica celeste, aquí podrá encontrar respuestas a sus preguntas. </para><para>Los artículos en ocasiones contienen ejercicios que podrá realizar con &kstars; para ilustrar el concepto implícito en el artículo. </para>
 &contents; &skycoords; &cequator; &cpoles; &csphere; &ecliptic; &equinox; &geocoords; &greatcircle; &horizon; &hourangle; &meridian; &precession; &zenith; &julianday; &leapyear; &sidereal; &timezones; &utime; &blackbody; &darkmatter; &flux; &luminosity; &parallax; &retrograde; &ellipgal; &spiralgal; &magnitude; &stars; &colorandtemp; </chapter>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/blackbody.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/blackbody.docbook
index d8f98d0a057..a604ac98b3a 100644
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@@ -2,69 +2,38 @@
 
 <sect1info>
 
-<author
-><firstname
->Jasem</firstname
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->Mutlaq</surname
-> <affiliation
-><address>
-</address
-></affiliation>
+<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address>
+</address></affiliation>
 </author>
 </sect1info>
 
-<title
->Blackbody Radiation</title>
-<indexterm
-><primary
->Radiación de cuerpo negro</primary>
-<seealso
->Colores de estrellas y temperaturas</seealso>
+<title>Blackbody Radiation</title>
+<indexterm><primary>Radiación de cuerpo negro</primary>
+<seealso>Colores de estrellas y temperaturas</seealso>
 </indexterm>
 
-<para
->Un <firstterm
->cuerpo negro</firstterm
-> hace referencia a un objeto opaco que emite <firstterm
->radiación térmica</firstterm
->. Un cuerpo negro perfecto es aquel que absorbe toda la luz incidente y no refleja nada. A temperatura ambiente, un objeto de este tipo debería ser perfectamente negro (de ahí procede el término <emphasis
->cuerpo negro</emphasis
->.). Sin embargo, si se calienta a una temperatura alta, un cuerpo negro comenzará a brillar produciendo <firstterm
->radiación térmica</firstterm
->. </para>
+<para>Un <firstterm>cuerpo negro</firstterm> hace referencia a un objeto opaco que emite <firstterm>radiación térmica</firstterm>. Un cuerpo negro perfecto es aquel que absorbe toda la luz incidente y no refleja nada. A temperatura ambiente, un objeto de este tipo debería ser perfectamente negro (de ahí procede el término <emphasis>cuerpo negro</emphasis>.). Sin embargo, si se calienta a una temperatura alta, un cuerpo negro comenzará a brillar produciendo <firstterm>radiación térmica</firstterm>. </para>
 
-<para
->Todos los objetos emiten radiación térmica (siempre que su temperatura esté por encima del cero absoluto, o -273,15 grados Celsius), pero ningún objeto es en realidad un emisor perfecto, en realidad emitien/absorben mejor a unas longitudes de onda de luz que otras. Estas pequeñas variaciones dificultan el estudio de la interacción de la luz, el calor y la materia utilizando objetos normales. </para>
+<para>Todos los objetos emiten radiación térmica (siempre que su temperatura esté por encima del cero absoluto, o -273,15 grados Celsius), pero ningún objeto es en realidad un emisor perfecto, en realidad emitien/absorben mejor a unas longitudes de onda de luz que otras. Estas pequeñas variaciones dificultan el estudio de la interacción de la luz, el calor y la materia utilizando objetos normales. </para>
 
-<para
->Afortunadamente, es posible construir un cuerpo negro prácticamente perfecto. Se construye una caja con algún material que sea conductor térmico, como el metal. La caja debe estar completamente cerrada por todas sus caras, de forma que el interior forme una cavidad que no reciba luz del exterior. Entonces se hace un pequeño agujero en algún punto de la caja. La luz que salga de ese agujero tendrá un parecido casi exacto a la luz de un cuerpo negro ideal, a la temperatura del aire del interior de la caja. </para>
+<para>Afortunadamente, es posible construir un cuerpo negro prácticamente perfecto. Se construye una caja con algún material que sea conductor térmico, como el metal. La caja debe estar completamente cerrada por todas sus caras, de forma que el interior forme una cavidad que no reciba luz del exterior. Entonces se hace un pequeño agujero en algún punto de la caja. La luz que salga de ese agujero tendrá un parecido casi exacto a la luz de un cuerpo negro ideal, a la temperatura del aire del interior de la caja. </para>
 
-<para
->A principios del siglo XX, los científicos Lord Rayleigh, y Max Planck (entre otros) estudiaron la radiación de cuerpo negro utilizando un dispositivo similar. Tras un largo estudio, Plank fue capaz de describir perfectamente la intensidad de la luz emitida por un cuerpo negro en función de la longitud de onda. Fue incluso capaz de describir cómo variaría el espectro al cambiar la temperatura. El trabajo de Planck sobre la radiación de los cuerpos negros es una de las áreas de la física que llevaron a la fundación de la maravillosa ciencia de la mecánica cuántica, pero eso, desafortunadamente, queda fuera del objetivo de este artículo. </para>
+<para>A principios del siglo XX, los científicos Lord Rayleigh, y Max Planck (entre otros) estudiaron la radiación de cuerpo negro utilizando un dispositivo similar. Tras un largo estudio, Plank fue capaz de describir perfectamente la intensidad de la luz emitida por un cuerpo negro en función de la longitud de onda. Fue incluso capaz de describir cómo variaría el espectro al cambiar la temperatura. El trabajo de Planck sobre la radiación de los cuerpos negros es una de las áreas de la física que llevaron a la fundación de la maravillosa ciencia de la mecánica cuántica, pero eso, desafortunadamente, queda fuera del objetivo de este artículo. </para>
 
-<para
->Lo que Planck y sus colegas descubrieron era que a medida que se incrementaba la temperatura de un cuerpo negro, la cantidad total de luz emitida por segundo también aumentaba, y la longitud de onda del máximo de intensidad del espectro se desplazaba hacia los colores azulados (ver la figura 1). </para>
+<para>Lo que Planck y sus colegas descubrieron era que a medida que se incrementaba la temperatura de un cuerpo negro, la cantidad total de luz emitida por segundo también aumentaba, y la longitud de onda del máximo de intensidad del espectro se desplazaba hacia los colores azulados (ver la figura 1). </para>
 
 <para>
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 <imagedata fileref="blackbody.png" format="PNG"/>
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-<caption
-><para
-><phrase
->Figura 1</phrase
-></para
-></caption>
+<caption><para><phrase>Figura 1</phrase></para></caption>
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 </para>
 
-<para
->Por ejemplo, una barra de hierro se vuelve naranja rojiza cuando se calienta a temperaturas altas y su color se desplaza progresivamente hacia el azul a medida que se calienta más. </para>
+<para>Por ejemplo, una barra de hierro se vuelve naranja rojiza cuando se calienta a temperaturas altas y su color se desplaza progresivamente hacia el azul a medida que se calienta más. </para>
 
-<para
->En 1893 el científico alemán Wilhelm Wein cuantificó la relación entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda del pico espectral con la siguiente ecuación: </para>
+<para>En 1893 el científico alemán Wilhelm Wein cuantificó la relación entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda del pico espectral con la siguiente ecuación: </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
@@ -74,22 +43,17 @@
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->donde T es la temperatura en grados Kelvin. La ley de Wein (también conocida como la ley del desplazamiento de Wein) puede pronunciarse con las siguientes palabras "la longitud de onda de la emisión máxima de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura". Esto tiene sentido; a longitud de onda de la luz más corta (mayor frecuencia) le corresponden fotones de mayor energía, lo que hace esperar que haga subir la temperatura del objeto. </para>
+<para>donde T es la temperatura en grados Kelvin. La ley de Wein (también conocida como la ley del desplazamiento de Wein) puede pronunciarse con las siguientes palabras "la longitud de onda de la emisión máxima de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura". Esto tiene sentido; a longitud de onda de la luz más corta (mayor frecuencia) le corresponden fotones de mayor energía, lo que hace esperar que haga subir la temperatura del objeto. </para>
 
-<para
->Por ejemplo, el sol tiene una temperatura media de 5800 K con una longitud de onda de emisión máxima igual a  <mediaobject
-> <imageobject>
+<para>Por ejemplo, el sol tiene una temperatura media de 5800 K con una longitud de onda de emisión máxima igual a  <mediaobject> <imageobject>
 <imagedata fileref="lambda_ex.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->Estas longitudes de onda se situan en la región verde del espectro de la luz visible, pero el Sol irradia continuamente fotones con longitudes de onda más largas y más cortas que lambda(max) y por eso el ojo humano percibe el color del Sol como blanco-amarillo. </para>
+<para>Estas longitudes de onda se situan en la región verde del espectro de la luz visible, pero el Sol irradia continuamente fotones con longitudes de onda más largas y más cortas que lambda(max) y por eso el ojo humano percibe el color del Sol como blanco-amarillo. </para>
 
-<para
->En 1879, el físico austríaco Stephan Josef Stefan demostró que la luminosidad, L, de un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura T. </para>
+<para>En 1879, el físico austríaco Stephan Josef Stefan demostró que la luminosidad, L, de un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura T. </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
@@ -99,11 +63,9 @@
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->donde A es el área de la superficie, alpha es una constate de proporción, y T es la temperatura en grados Kelvin. Esto significa que, si doblamos la temperatura (p.e. de 1000 a 2000 grados Kelvin), la energía total irradiada por un cuerpo negro se incrementaría por un factor de 2^4 o 16. </para>
+<para>donde A es el área de la superficie, alpha es una constate de proporción, y T es la temperatura en grados Kelvin. Esto significa que, si doblamos la temperatura (p.e. de 1000 a 2000 grados Kelvin), la energía total irradiada por un cuerpo negro se incrementaría por un factor de 2^4 o 16. </para>
 
-<para
->Cinco años después, el físico austriaco Ludwig Boltzman derivó la misma ecuación que hoy en día es conocida como la ley de Stephan-Boltzman. Si suponemos que tenemos una estrella esférica con radio R, entonces la luminosidad de esa estrella es </para>
+<para>Cinco años después, el físico austriaco Ludwig Boltzman derivó la misma ecuación que hoy en día es conocida como la ley de Stephan-Boltzman. Si suponemos que tenemos una estrella esférica con radio R, entonces la luminosidad de esa estrella es </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
@@ -113,9 +75,7 @@
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->donde R es el radio de la estrella en cm, y alpha es la constante de Stephan-Boltzman, que tiene como valor: Alpha = 5,670 * 10^-5 erg/s/cm^2/K^-4. <mediaobject
-> <imageobject>
+<para>donde R es el radio de la estrella en cm, y alpha es la constante de Stephan-Boltzman, que tiene como valor: Alpha = 5,670 * 10^-5 erg/s/cm^2/K^-4. <mediaobject> <imageobject>
 <imagedata fileref="alpha.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
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diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-angdist.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-angdist.docbook
index 700647c237d..abf477f2114 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-angdist.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-angdist.docbook
@@ -1,39 +1,23 @@
 <sect2 id="calc-angdist">
-<title
->Módulo de distancia angular</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de distancia angular</tertiary>
+<title>Módulo de distancia angular</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de distancia angular</tertiary>
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 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de la calculadora para distancia angular </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de la calculadora para distancia angular </screeninfo>
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     <imagedata fileref="calc-angdist.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Distancia angular</phrase>
+    <phrase>Distancia angular</phrase>
   </textobject>
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 </screenshot>
 
-<para
->La herramienta de distancia angular se utiliza para medir el ángulo entre dos puntos en el cielo. Simplemente introduzca las <link linkend="equatorial"
->coordenadas ecuatoriales</link
-> del par de puntos deseados y pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
-> para obtener el ángulo entre los dos puntos. </para>
-<para
->También existe un modo diferido para este módulo. En diferido, puede especificar un archivo de entrada que contiene cuatro números por línea: la ascensión recta y declinación para un par de puntos. También puede especificar un sólo valor para cualquiera de estas coordenadas en el panel de la calculadora (los valores correspondientes en el archivo de entrada deberían saltarse si están especificados en la calculadora). </para>
-<para
->Una vez haya especificado el nombre del archivo de entrada y un archivo de salida pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
-> para generar el archivo de salida. </para>
+<para>La herramienta de distancia angular se utiliza para medir el ángulo entre dos puntos en el cielo. Simplemente introduzca las <link linkend="equatorial">coordenadas ecuatoriales</link> del par de puntos deseados y pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton> para obtener el ángulo entre los dos puntos. </para>
+<para>También existe un modo diferido para este módulo. En diferido, puede especificar un archivo de entrada que contiene cuatro números por línea: la ascensión recta y declinación para un par de puntos. También puede especificar un sólo valor para cualquiera de estas coordenadas en el panel de la calculadora (los valores correspondientes en el archivo de entrada deberían saltarse si están especificados en la calculadora). </para>
+<para>Una vez haya especificado el nombre del archivo de entrada y un archivo de salida pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton> para generar el archivo de salida. </para>
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-apcoords.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-apcoords.docbook
index c7b097f8460..3f213e8f855 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-apcoords.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-apcoords.docbook
@@ -1,45 +1,22 @@
 <sect2 id="calc-apcoords">
-<title
->Módulo de coordenadas aparentes</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de coordenadas aparentes</tertiary>
+<title>Módulo de coordenadas aparentes</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de coordenadas aparentes</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de coordenadas aparentes de la calculadora </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de coordenadas aparentes de la calculadora </screeninfo>
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   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-apcoords.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Coordenadas aparentes</phrase>
+    <phrase>Coordenadas aparentes</phrase>
   </textobject>
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 </screenshot>
 
-<para
->El módulo de coordenadas aparentes convierte las <firstterm
->coordenadas del catálogo</firstterm
-> de un punto en el cielo a sus <firstterm
->coordenadas aparentes</firstterm
-> para cualquier fecha. Las coordenadas de los objetos en el cielo no son fijas, debido a la <link linkend="ai-precession"
->precesión</link
->, nutación y aberración. Este módulo tiene en cuenta estos efectos. </para>
-<para
->Para usar el módulo, primero introduzca la fecha y hora deseada en la sección <guilabel
->Fecha/Hora final</guilabel
->. Después, introduzca las coordenadas del catálogo en la sección de <guilabel
->Coordenadas del catálogo</guilabel
->. También puede especificar la época del catálogo aquí (habitualmente 2000.0 para catálogos modernos de objetos). Finalmente, pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
->, y las coordenadas de los objetos para la fecha final se mostrarán en la sección de <guilabel
->coordenadas aparentes</guilabel
->. </para>
+<para>El módulo de coordenadas aparentes convierte las <firstterm>coordenadas del catálogo</firstterm> de un punto en el cielo a sus <firstterm>coordenadas aparentes</firstterm> para cualquier fecha. Las coordenadas de los objetos en el cielo no son fijas, debido a la <link linkend="ai-precession">precesión</link>, nutación y aberración. Este módulo tiene en cuenta estos efectos. </para>
+<para>Para usar el módulo, primero introduzca la fecha y hora deseada en la sección <guilabel>Fecha/Hora final</guilabel>. Después, introduzca las coordenadas del catálogo en la sección de <guilabel>Coordenadas del catálogo</guilabel>. También puede especificar la época del catálogo aquí (habitualmente 2000.0 para catálogos modernos de objetos). Finalmente, pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton>, y las coordenadas de los objetos para la fecha final se mostrarán en la sección de <guilabel>coordenadas aparentes</guilabel>. </para>
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-dayduration.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-dayduration.docbook
index a52d8b9d527..215d12c665c 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-dayduration.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-dayduration.docbook
@@ -1,31 +1,21 @@
 <sect2 id="calc-dayduration">
-<title
->Módulo de la duración del día</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de la duración del día</tertiary>
+<title>Módulo de la duración del día</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de la duración del día</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de la calculadora de la duración del día </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de la calculadora de la duración del día </screeninfo>
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   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-daylength.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Duración del día</phrase>
+    <phrase>Duración del día</phrase>
   </textobject>
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 </screenshot>
 
-<para
->Este módulo calcula la longitud del día así como la salida del sol, el tránsito (mediodía) y la puesta para cualquier fecha del calendario y cualquier lugar de la Tierra. Rellene las coordenadas geográcias y la fecha y pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
->. </para>
+<para>Este módulo calcula la longitud del día así como la salida del sol, el tránsito (mediodía) y la puesta para cualquier fecha del calendario y cualquier lugar de la Tierra. Rellene las coordenadas geográcias y la fecha y pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton>. </para>
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-eqgal.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-eqgal.docbook
index 18ca36fd3d7..8e90014dd2d 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-eqgal.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-eqgal.docbook
@@ -1,42 +1,22 @@
 <sect2 id="calc-eqgal">
-<title
->Módulo de coordenadas ecuatoriales/galácticas</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
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-<tertiary
->Módulo de coordenadas ecuatoriales/galácticas</tertiary>
+<title>Módulo de coordenadas ecuatoriales/galácticas</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de coordenadas ecuatoriales/galácticas</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de la calculadora de coordenadas ecuatoriales/galácticas </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de la calculadora de coordenadas ecuatoriales/galácticas </screeninfo>
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   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Coordenadas ecuatoriales/galácticas</phrase>
+    <phrase>Coordenadas ecuatoriales/galácticas</phrase>
   </textobject>
 </mediaobject>
 </screenshot>
 
-<para
->Este módulo convierte <link linkend="equatorial"
->coordenadas ecuatoriales</link
-> a <link linkend="galactic"
->coordenadas galácticas</link
->, y viceversa. Primero, seleccione qué coordenadas deberían utilizarse como valores de entrada en la sección <guilabel
->Selección de entrada</guilabel
->. Después, rellene los correspondientes valores de las coordenadas en la sección de <guilabel
->coordenadas galácticas</guilabel
-> o de <guilabel
->coordenadas ecuatoriales</guilabel
->. Finalmente pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
->, y se mostrarán las coordenadas complementarias. </para>
+<para>Este módulo convierte <link linkend="equatorial">coordenadas ecuatoriales</link> a <link linkend="galactic">coordenadas galácticas</link>, y viceversa. Primero, seleccione qué coordenadas deberían utilizarse como valores de entrada en la sección <guilabel>Selección de entrada</guilabel>. Después, rellene los correspondientes valores de las coordenadas en la sección de <guilabel>coordenadas galácticas</guilabel> o de <guilabel>coordenadas ecuatoriales</guilabel>. Finalmente pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton>, y se mostrarán las coordenadas complementarias. </para>
 </sect2>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-geodetic.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-geodetic.docbook
index 3a7c254e52d..a18d8ad66c5 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-geodetic.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-geodetic.docbook
@@ -1,45 +1,22 @@
 <sect2 id="calc-geodetic">
-<title
->Módulo de coordenadas geodésicas</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de coordenadas geodésicas</tertiary>
+<title>Módulo de coordenadas geodésicas</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de coordenadas geodésicas</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de la calculadora de coordenadas geodésicas </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de la calculadora de coordenadas geodésicas </screeninfo>
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   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-geodetic.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Coordenadas geodésicas</phrase>
+    <phrase>Coordenadas geodésicas</phrase>
   </textobject>
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 </screenshot>
 
-<para
->El <link linkend="ai-geocoords"
->sistema de coordenadas geográficas</link
-> asume que la Tierra es una esfera perfecta. Esto es casi cierto, de modo que en la mayor parte de los casos las coordenadas geográficas son adecuadas. Si se requiere mucha precisión es necesario tener en cuenta la verdadera forma de la Tierra. La Tierra es un elipsoide, la distancia alrededor del ecuador es aproximadamente un 0.3% mayor que la de un <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> que pase por los polos. El <firstterm
->sistema de coordenadas geodésicas</firstterm
-> tiene en cuenta este elipsoide y expresa la posición sobre la superficie de la Tierra en coordenadas cartesianas (X, Y, y Z). </para>
-<para
->Para utilizar el módulo, primero debe seleccionar qué coordenadas se usarán como entrada en la sección <guilabel
->SeIección de entrada</guilabel
->. Después rellene las coordenadas de entrada en la sección <guilabel
->Coordenadas cartesianas</guilabel
-> o en la sección <guilabel
->Coordenadas geográficas</guilabel
->. Cuando pulse sobre el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
->, se mostrarán las coordenadas correspondientes. </para>
+<para>El <link linkend="ai-geocoords">sistema de coordenadas geográficas</link> asume que la Tierra es una esfera perfecta. Esto es casi cierto, de modo que en la mayor parte de los casos las coordenadas geográficas son adecuadas. Si se requiere mucha precisión es necesario tener en cuenta la verdadera forma de la Tierra. La Tierra es un elipsoide, la distancia alrededor del ecuador es aproximadamente un 0.3% mayor que la de un <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> que pase por los polos. El <firstterm>sistema de coordenadas geodésicas</firstterm> tiene en cuenta este elipsoide y expresa la posición sobre la superficie de la Tierra en coordenadas cartesianas (X, Y, y Z). </para>
+<para>Para utilizar el módulo, primero debe seleccionar qué coordenadas se usarán como entrada en la sección <guilabel>SeIección de entrada</guilabel>. Después rellene las coordenadas de entrada en la sección <guilabel>Coordenadas cartesianas</guilabel> o en la sección <guilabel>Coordenadas geográficas</guilabel>. Cuando pulse sobre el botón <guibutton>Calcular</guibutton>, se mostrarán las coordenadas correspondientes. </para>
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-horizontal.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-horizontal.docbook
index c0b0db7ea29..afadffbacd9 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-horizontal.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-horizontal.docbook
@@ -1,42 +1,22 @@
 <sect2 id="calc-horiz">
-<title
->Módulo de coordenadas horizontales</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Astrocalculadora</secondary>
-<tertiary
->Módulo de coordenadas horizontales</tertiary>
+<title>Módulo de coordenadas horizontales</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Astrocalculadora</secondary>
+<tertiary>Módulo de coordenadas horizontales</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de coordenadas horizontales de la calculadora </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de coordenadas horizontales de la calculadora </screeninfo>
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   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-horizontal.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Coordenadas horizontales</phrase>
+    <phrase>Coordenadas horizontales</phrase>
   </textobject>
 </mediaobject>
 </screenshot>
 
-<para
->Este módulo convierte de <link linkend="equatorial"
->coordenadas ecuatoriales</link
-> a <link linkend="horizontal"
->coordenadas horizontales</link
->. Primero seleccione la fecha, hora y coordenadas en la sección <guilabel
->Entrada de datos</guilabel
->. Después rellene las coordenadas ecuatoriales a convertir y la época del catálogo en la sección de <guilabel
->Coordenadas ecuatoriales</guilabel
->. Cuando pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
-> se mostrarán las coordenadas horizontales correspondientes en la sección <guilabel
->Coordenadas horizontales</guilabel
->. </para>
+<para>Este módulo convierte de <link linkend="equatorial">coordenadas ecuatoriales</link> a <link linkend="horizontal">coordenadas horizontales</link>. Primero seleccione la fecha, hora y coordenadas en la sección <guilabel>Entrada de datos</guilabel>. Después rellene las coordenadas ecuatoriales a convertir y la época del catálogo en la sección de <guilabel>Coordenadas ecuatoriales</guilabel>. Cuando pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton> se mostrarán las coordenadas horizontales correspondientes en la sección <guilabel>Coordenadas horizontales</guilabel>. </para>
 </sect2>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-julianday.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-julianday.docbook
index 775acb4a7a3..a4edf30e192 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-julianday.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-julianday.docbook
@@ -1,45 +1,27 @@
 <sect2 id="calc-julian">
-<title
->Módulo de día juliano</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de día juliano</tertiary>
+<title>Módulo de día juliano</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de día juliano</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de la calculadora de día juliano </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de la calculadora de día juliano </screeninfo>
 <mediaobject>
   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-julian.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Día juliano</phrase>
+    <phrase>Día juliano</phrase>
   </textobject>
 </mediaobject>
 </screenshot>
 
-<para
->Este módulo convierte entre la fecha del calendario, el <link linkend="ai-julianday"
->día juliano</link
->, y el <firstterm
->día juliano modificado</firstterm
->. El día juliano modificado es simplemente igual al día juliano - 2,400,000.5. </para
-><para
->Para usar este módulo seleccione cual de las tres entradas se utilizará y rellene su valor. Después pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
->, y se mostrarán los valores correspondientes para los otros dos sistemas. </para>
+<para>Este módulo convierte entre la fecha del calendario, el <link linkend="ai-julianday">día juliano</link>, y el <firstterm>día juliano modificado</firstterm>. El día juliano modificado es simplemente igual al día juliano - 2,400,000.5. </para><para>Para usar este módulo seleccione cual de las tres entradas se utilizará y rellene su valor. Después pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton>, y se mostrarán los valores correspondientes para los otros dos sistemas. </para>
 
 <tip>
-<para
->Ejercicio:</para>
-<para
->¿A qué fecha del calendario corresponde MJD=0,0? </para>
+<para>Ejercicio:</para>
+<para>¿A qué fecha del calendario corresponde MJD=0,0? </para>
 </tip>
 
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-precess.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-precess.docbook
index fbe99d1f4df..554e25cb53d 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-precess.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-precess.docbook
@@ -1,43 +1,22 @@
 <sect2 id="calc-precess">
-<title
->Módulo de precesión</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de precesión</tertiary>
+<title>Módulo de precesión</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de precesión</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de precesión de la calculadora </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de precesión de la calculadora </screeninfo>
 <mediaobject>
   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-precess.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Precesión</phrase>
+    <phrase>Precesión</phrase>
   </textobject>
 </mediaobject>
 </screenshot>
 
-<para
->Este módulo es similar al <link linkend="calc-apcoords"
->Módulo de coordenadas aparentes</link
->, pero sólo se aplica el efecto de la <link linkend="ai-precession"
->precesión</link
->, y no el de la nutación y la aberración. </para>
-<para
->Para usar el módulo, primero introduzca las coordenadas de entrada y su época en la sección <guilabel
->Coordenadas originales</guilabel
->. También debe rellenar la época de destino en la sección <guilabel
->Coordenadas precesadas</guilabel
->. Después pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
-> y las coordenadas del objeto precesadas para la fecha de destino se mostrarán en la sección <guilabel
->Coordenadas precesadas</guilabel
->. </para>
+<para>Este módulo es similar al <link linkend="calc-apcoords">Módulo de coordenadas aparentes</link>, pero sólo se aplica el efecto de la <link linkend="ai-precession">precesión</link>, y no el de la nutación y la aberración. </para>
+<para>Para usar el módulo, primero introduzca las coordenadas de entrada y su época en la sección <guilabel>Coordenadas originales</guilabel>. También debe rellenar la época de destino en la sección <guilabel>Coordenadas precesadas</guilabel>. Después pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton> y las coordenadas del objeto precesadas para la fecha de destino se mostrarán en la sección <guilabel>Coordenadas precesadas</guilabel>. </para>
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-sidereal.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-sidereal.docbook
index 8030efd36a0..f55e5121045 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-sidereal.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/calc-sidereal.docbook
@@ -1,37 +1,21 @@
 <sect2 id="calc-sidereal">
-<title
->Módulo de tiempo sidereo</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Calculadora astronómica</secondary>
-<tertiary
->Módulo de tiempo sidereo</tertiary>
+<title>Módulo de tiempo sidereo</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Calculadora astronómica</secondary>
+<tertiary>Módulo de tiempo sidereo</tertiary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->El módulo de la calculadora de tiempo sidereo </screeninfo>
+<screeninfo>El módulo de la calculadora de tiempo sidereo </screeninfo>
 <mediaobject>
   <imageobject>
     <imagedata fileref="calc-sidereal.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Tiempo sidereo</phrase>
+    <phrase>Tiempo sidereo</phrase>
   </textobject>
 </mediaobject>
 </screenshot>
 
-<para
->Este módulo convierte entre <link linkend="ai-utime"
->Tiempo universal</link
-> y <link linkend="ai-sidereal"
->Tiempo sidereo</link
-> local. Primero seleccione si usará tiempo universal o tiempo sidereo como valor de entrada en la sección <guilabel
->Selección de entrada</guilabel
->. También debe especificar una longitud geográfica y una fecha para el cálculo, además del tiempo universal o del tiempo sidereo. Cuando pulse el botón <guibutton
->Calcular</guibutton
-> se mostrará el valor correspondiente para el otro tiempo. </para>
+<para>Este módulo convierte entre <link linkend="ai-utime">Tiempo universal</link> y <link linkend="ai-sidereal">Tiempo sidereo</link> local. Primero seleccione si usará tiempo universal o tiempo sidereo como valor de entrada en la sección <guilabel>Selección de entrada</guilabel>. También debe especificar una longitud geográfica y una fecha para el cálculo, además del tiempo universal o del tiempo sidereo. Cuando pulse el botón <guibutton>Calcular</guibutton> se mostrará el valor correspondiente para el otro tiempo. </para>
 </sect2>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cequator.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cequator.docbook
index c4a0ce2a4e1..04a0afe5232 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cequator.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cequator.docbook
@@ -1,34 +1,11 @@
 <sect1 id="ai-cequator">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->El ecuador celeste</title>
-<indexterm
-><primary
->Ecuador celeste</primary>
-<seealso
->Coordenadas ecuatoriales</seealso>
+<title>El ecuador celeste</title>
+<indexterm><primary>Ecuador celeste</primary>
+<seealso>Coordenadas ecuatoriales</seealso>
 </indexterm>
-<para
->El <firstterm
->ecuador celeste</firstterm
-> es un <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> imaginario en la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
->. El ecuador celeste es el plano fundamental del <link linkend="equatorial"
->sistema de coordenadas ecuatorial</link
->, de modo que se define como el lugar de los puntos con declinación cero grados. También es la proyección del ecuador terrestre en el cielo. </para>
-<para
->El ecuador celeste y la <link linkend="ai-ecliptic"
->Eclíptica</link
-> forman un ángulo de 23,5 grados en el cielo. Los puntos donde intersectan se conocen como <link linkend="ai-equinox"
->Equinocios</link
-> de primavera y de otoño. </para>
+<para>El <firstterm>ecuador celeste</firstterm> es un <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> imaginario en la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link>. El ecuador celeste es el plano fundamental del <link linkend="equatorial">sistema de coordenadas ecuatorial</link>, de modo que se define como el lugar de los puntos con declinación cero grados. También es la proyección del ecuador terrestre en el cielo. </para>
+<para>El ecuador celeste y la <link linkend="ai-ecliptic">Eclíptica</link> forman un ángulo de 23,5 grados en el cielo. Los puntos donde intersectan se conocen como <link linkend="ai-equinox">Equinocios</link> de primavera y de otoño. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook
index 88849ea28e6..9b2c6a5458e 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook
@@ -2,128 +2,62 @@
 
 <sect1info>
 
-<author
-><firstname
->Jasem</firstname
-> <surname
->Mutlaq</surname
-> <affiliation
-><address
-> <email
->mutlaqja@ku.edu</email>
-</address
-></affiliation>
+<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address> <email>mutlaqja@ku.edu</email>
+</address></affiliation>
 </author>
 </sect1info>
 
-<title
->Colores y temperaturas de las estrellas</title>
-<indexterm
-><primary
->Colores y temperaturas de las estrellas</primary>
-<seealso
->Radiación de cuerpo negro</seealso
-> <seealso
->Escala de magnitud</seealso
-> </indexterm>
+<title>Colores y temperaturas de las estrellas</title>
+<indexterm><primary>Colores y temperaturas de las estrellas</primary>
+<seealso>Radiación de cuerpo negro</seealso> <seealso>Escala de magnitud</seealso> </indexterm>
 
-<para
->Las estrellas aparentan ser exclusivamente blancas a primera vista. Pero si miramos más detenidamente, notaremos un rango de colores: azul, blanco, rojo e incluso dorado. En la constelación de Orion, se puede apreciar un bello contraste entre la roja Betelgeuse en la "axila" de Orion y la azul Bellatrix en el hombro. Lo que provoca que las estrellas tengan diferentes colores fue un misterio hasta hace dos siglos, cuando los físicos adquirieron los conocimientos suficientes sobre la naturaleza de la luz y las propiedades de la materia a temperaturas inmensamente altas. </para>
+<para>Las estrellas aparentan ser exclusivamente blancas a primera vista. Pero si miramos más detenidamente, notaremos un rango de colores: azul, blanco, rojo e incluso dorado. En la constelación de Orion, se puede apreciar un bello contraste entre la roja Betelgeuse en la "axila" de Orion y la azul Bellatrix en el hombro. Lo que provoca que las estrellas tengan diferentes colores fue un misterio hasta hace dos siglos, cuando los físicos adquirieron los conocimientos suficientes sobre la naturaleza de la luz y las propiedades de la materia a temperaturas inmensamente altas. </para>
 
-<para
->En concreto, fueron los físicos que investigaban la <link linkend="ai-blackbody"
->radiación de cuerpo negro</link
-> los que nos permitieron entender la variación de los colores estelares. Poco después de que se comprendiese la radiación de cuerpo negro, se advirtió que el espectro de una estrella es muy similar a las curvas de diferentes temperaturas de la radiación de un cuerpo negro, variando desde unos pocos miles de grados Kelvin hasta ~50.000 grados Kelvin. La conclusión obvia es que las estrellas son similares a los cuerpos negros, y que la variación de color de las estrellas es una consecuencia directa de las temperaturas de sus superficies. </para>
+<para>En concreto, fueron los físicos que investigaban la <link linkend="ai-blackbody">radiación de cuerpo negro</link> los que nos permitieron entender la variación de los colores estelares. Poco después de que se comprendiese la radiación de cuerpo negro, se advirtió que el espectro de una estrella es muy similar a las curvas de diferentes temperaturas de la radiación de un cuerpo negro, variando desde unos pocos miles de grados Kelvin hasta ~50.000 grados Kelvin. La conclusión obvia es que las estrellas son similares a los cuerpos negros, y que la variación de color de las estrellas es una consecuencia directa de las temperaturas de sus superficies. </para>
 
-<para
->Las estrellas frias (es decir, las de tipos espectrales K y M) irradian la mayor parte de su energía en las zonas roja e infrarroja del espectro electromagnético y por eso son de color rojo, mientras que las estrellas calientes (es decir, las de tipos espectrales O y B) emitan mayormente longitudes de onda azules y ultravioletas, haciendo que parezcan azules o blancas. </para>
+<para>Las estrellas frias (es decir, las de tipos espectrales K y M) irradian la mayor parte de su energía en las zonas roja e infrarroja del espectro electromagnético y por eso son de color rojo, mientras que las estrellas calientes (es decir, las de tipos espectrales O y B) emitan mayormente longitudes de onda azules y ultravioletas, haciendo que parezcan azules o blancas. </para>
 
-<para
->Para estimar la temperatura superficial de una estrella, podemos utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas). Esto aparece ilustrado en la Figura 1, donde la intensidad de tres estrellas hipotéticas aparece reflejada junto a la longitud de onda. El "arco iris" indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. </para>
+<para>Para estimar la temperatura superficial de una estrella, podemos utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas). Esto aparece ilustrado en la Figura 1, donde la intensidad de tres estrellas hipotéticas aparece reflejada junto a la longitud de onda. El "arco iris" indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
   <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
-<caption
-><para
-><phrase
->Figura 1</phrase
-></para
-></caption>
+<caption><para><phrase>Figura 1</phrase></para></caption>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->Este método sencillo es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas <emphasis
->no</emphasis
-> son cuerpos negros perfectos. La presencia de varios elementos en la atmósfera de la estrella provoca que ciertas longitudes de onda se absorban. Debido a que estas <firstterm
->líneas de absorción</firstterm
-> no están distribuidas en el espectro uniformemente, pueden modificar la posición de un máximo espectral. De hecho, obtener un espectro útil de una estrella es un proceso que lleva mucho tiempo y es prohibitivo realizarlo con grandes grupos de estrellas. </para>
-
-<para
->Un método alternativo utiliza la <firstterm
->fotometría</firstterm
-> para medir la intensidad de la luz al pasar por diferentes filtros. Cada filtro permite pasar <emphasis
->únicamente</emphasis
-> una parte específica del espectro de luz, mientras que rechaza las otras. Un sistema fotométrico muy utilizado es el llamado <firstterm
->sistema UBV Johnson</firstterm
->. Emplea tres filtros de paso banda: las regiones U ("ultravioleta"), B ("azul") y V ("visible") del espectro electromagnético. </para>
-
-<para
->El proceso de fotometría UBV precisa el uso de dispositivos fotosensibles (como la película fotográfica o cámaras equipadas con un CCD) y la orientación de un telescopio hacia una estrella para medir la intensidad de luz que pasa por cada uno de los filtros individualmente. Este proceso produce tres luminosidades aparentes o <firstterm
->flujos</firstterm
-> (cantidad de energía por cm^2 por segundo) designados por Fu, Fb y Fv. La relación de los flujos Fu/Fb y Fb/Fv es una medida de cantidad del "color" de la estrellas, y esas relaciones se pueden utilizar para establecer una escala de temperaturas para las estrellas. Generalizando, cuanto más grandes sean las relaciones Fu/Fb y Fb/Fv de una estrella, mayor será su temperatura superficial. </para>
-
-<para
->Por ejemplo, la estrella Bellatrix, en Orion, tiene Fb/Fv = 1,22, indicando que es más brillante a través del filtro B que del filtro V. Además, su relación Fu/Fb es 2,22, lo que significa que es más brillante a través del filtro U. Esto indica que se trata de una estrella muy caliente, ya que la posición de su máximo espectral se sitúa en algún punto del rango del filtro U, o incluso a una longitud de onda más corta. La temperatura superficial de Bellatrix (como se determina de la comparación de su espectro con modelos detallados que tienen en cuenta las líneas de absorción) es de unos 25.000 grados Kelvin. </para>
-
-<para
->Podemos repetir el análisis con la estrella Betelgeuse. Sus relaciones Fb/Fv y Fu/Fb son 0,15 y 0,18, respectivamente, así que es más brillante en V menos en U. Por ellos, el máximo espectral de Betelgeuse debe encontrarse en algún punto del rango del filtro V, o incluso a una longitud de onda más larga. La temperatura superficial de Betelgeuse es de sólo 2.400 grados Kelvin. </para>
-
-<para
->Los astrónomos prefieren expresar los colores de las estrellas en términos de diferencia de <link linkend="ai-magnitude"
->magnitudes</link
->, más que en relaciones entre <link linkend="ai-flux"
->flujos</link
->. Por tanto, volviendo a la estrella azul Bellatrix, tenemos un índice de color igual a </para>
-
-<para
->B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, </para>
-
-<para
->Igualmente, el índice de color de la roja Betelgeuse es </para>
-
-<para
->B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 </para>
-
-<para
->Los índices de color, al igual que la <link linkend="ai-magnitude"
->escala de magnitudes</link
->, van hacia atrás. Las estrellas <emphasis
->calientes y azules</emphasis
-> tienen valores de B-V <emphasis
->más pequeños y negativos</emphasis
-> que las estrellas frías y rojas, como se ilustra a continuación. </para>
-
-<para
->Un astrónomo puede utilizar los índices de color de una estrella, después de corregirlos por el enrojecimiento y la extinición interestelar, para obtener una temperatura precisa de la estrella. La relación entre B-V y la temperatura, aparece ilustrada en la Figura 2. </para>
+<para>Este método sencillo es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas <emphasis>no</emphasis> son cuerpos negros perfectos. La presencia de varios elementos en la atmósfera de la estrella provoca que ciertas longitudes de onda se absorban. Debido a que estas <firstterm>líneas de absorción</firstterm> no están distribuidas en el espectro uniformemente, pueden modificar la posición de un máximo espectral. De hecho, obtener un espectro útil de una estrella es un proceso que lleva mucho tiempo y es prohibitivo realizarlo con grandes grupos de estrellas. </para>
+
+<para>Un método alternativo utiliza la <firstterm>fotometría</firstterm> para medir la intensidad de la luz al pasar por diferentes filtros. Cada filtro permite pasar <emphasis>únicamente</emphasis> una parte específica del espectro de luz, mientras que rechaza las otras. Un sistema fotométrico muy utilizado es el llamado <firstterm>sistema UBV Johnson</firstterm>. Emplea tres filtros de paso banda: las regiones U ("ultravioleta"), B ("azul") y V ("visible") del espectro electromagnético. </para>
+
+<para>El proceso de fotometría UBV precisa el uso de dispositivos fotosensibles (como la película fotográfica o cámaras equipadas con un CCD) y la orientación de un telescopio hacia una estrella para medir la intensidad de luz que pasa por cada uno de los filtros individualmente. Este proceso produce tres luminosidades aparentes o <firstterm>flujos</firstterm> (cantidad de energía por cm^2 por segundo) designados por Fu, Fb y Fv. La relación de los flujos Fu/Fb y Fb/Fv es una medida de cantidad del "color" de la estrellas, y esas relaciones se pueden utilizar para establecer una escala de temperaturas para las estrellas. Generalizando, cuanto más grandes sean las relaciones Fu/Fb y Fb/Fv de una estrella, mayor será su temperatura superficial. </para>
+
+<para>Por ejemplo, la estrella Bellatrix, en Orion, tiene Fb/Fv = 1,22, indicando que es más brillante a través del filtro B que del filtro V. Además, su relación Fu/Fb es 2,22, lo que significa que es más brillante a través del filtro U. Esto indica que se trata de una estrella muy caliente, ya que la posición de su máximo espectral se sitúa en algún punto del rango del filtro U, o incluso a una longitud de onda más corta. La temperatura superficial de Bellatrix (como se determina de la comparación de su espectro con modelos detallados que tienen en cuenta las líneas de absorción) es de unos 25.000 grados Kelvin. </para>
+
+<para>Podemos repetir el análisis con la estrella Betelgeuse. Sus relaciones Fb/Fv y Fu/Fb son 0,15 y 0,18, respectivamente, así que es más brillante en V menos en U. Por ellos, el máximo espectral de Betelgeuse debe encontrarse en algún punto del rango del filtro V, o incluso a una longitud de onda más larga. La temperatura superficial de Betelgeuse es de sólo 2.400 grados Kelvin. </para>
+
+<para>Los astrónomos prefieren expresar los colores de las estrellas en términos de diferencia de <link linkend="ai-magnitude">magnitudes</link>, más que en relaciones entre <link linkend="ai-flux">flujos</link>. Por tanto, volviendo a la estrella azul Bellatrix, tenemos un índice de color igual a </para>
+
+<para>B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, </para>
+
+<para>Igualmente, el índice de color de la roja Betelgeuse es </para>
+
+<para>B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 </para>
+
+<para>Los índices de color, al igual que la <link linkend="ai-magnitude">escala de magnitudes</link>, van hacia atrás. Las estrellas <emphasis>calientes y azules</emphasis> tienen valores de B-V <emphasis>más pequeños y negativos</emphasis> que las estrellas frías y rojas, como se ilustra a continuación. </para>
+
+<para>Un astrónomo puede utilizar los índices de color de una estrella, después de corregirlos por el enrojecimiento y la extinición interestelar, para obtener una temperatura precisa de la estrella. La relación entre B-V y la temperatura, aparece ilustrada en la Figura 2. </para>
 
 <para>
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 <imageobject>
   <imagedata fileref="color_indices.png"/>
 </imageobject>
-<caption
-><para
-><phrase
->Figura 2</phrase
-></para
-></caption>
+<caption><para><phrase>Figura 2</phrase></para></caption>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->El Sol, con una temperatura superficial de 5.800 grados Kelvin, tiene un índice B-V de 0,62. </para>
+<para>El Sol, con una temperatura superficial de 5.800 grados Kelvin, tiene un índice B-V de 0,62. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/commands.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/commands.docbook
index a67bb3a982e..4c0920c53f8 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/commands.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/commands.docbook
@@ -1,1003 +1,76 @@
 <chapter id="commands">
-<title
->Referencia de comandos</title>
+<title>Referencia de comandos</title>
 
 <sect1 id="kstars-menus">
-<title
->Comandos de menú</title>
+<title>Comandos de menú</title>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Archivo</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Archivo</guimenu></title>
 
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 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Tiempo</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Tiempo</guimenu></title>
 
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 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Apuntar</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Apuntar</guimenu></title>
 
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->Seguir objeto</guimenuitem
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->Conmuta el seguimiento. Durante el seguimiento, la imagen permanecerña centrada en el objeto o posición actual.</action
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->Configurar foco manualmente...</guimenuitem
-> </menuchoice
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-> <listitem
-><para
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->Abre un diálogo donde podrá introducir coordenadas RA/Dec específicas para centrar la imagen.</action
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 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Ver</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Ver</guimenu></title>
 
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-> <term
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->+</keycap
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-> </variablelist>
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 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Preferencias</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Preferencias</guimenu></title>
 
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->Preferencias</guimenu
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->Muestra/Oculta el panel informativo con la posición</para
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->Conmuta la barra de herramientas principal</para
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->Conmuta la barra de herramientas de vista</para
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->Selecciona una nueva posición geográfica</action
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-></para
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-> </variablelist>
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 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Herramientas</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Herramientas</guimenu></title>
 
-<variablelist
-> <varlistentry
-> <term
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->Herramientas</guimenu
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->Calculadora...</guimenuitem
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-> <listitem
-><para
-><action
->Abre la ventana de la calculadora astronómica, dándole total acceso a muchas de las funciones matemáticas utilizadas por &kstars;.</action
-></para
-></listitem
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 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú <guimenu
->Ayuda</guimenu
-></title>
+<title>Menú <guimenu>Ayuda</guimenu></title>
 
 &help.menu.documentation;
 
 </sect2>
 
 <sect2>
-<title
->Menú emergente</title>
+<title>Menú emergente</title>
 
-<para
->El menú emergente que se abre con el botón derecho del ratón, es sensible al contexto, significando esto que es diferente dependiendo del objeto sobre el que se haya pinchado. Aquí mostramos todos los elementos posibles de ese menú, con el tipo de objeto [entre corchetes].</para>
+<para>El menú emergente que se abre con el botón derecho del ratón, es sensible al contexto, significando esto que es diferente dependiendo del objeto sobre el que se haya pinchado. Aquí mostramos todos los elementos posibles de ese menú, con el tipo de objeto [entre corchetes].</para>
 
-<variablelist
-> <varlistentry
-> <term
->[Todos]</term
-> <listitem
-><para
-> Identificación y tipo: las primeras tres líneas indican el nombre del objeto, y su tipo. En las estrellas, también se muestra el tipo espectral. </para
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-> <varlistentry
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->[Todos]</term
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-><para
-> En las siguientes tres líneas se muestran las horas del orto, ocaso y tránsito. </para
-></listitem
-> </varlistentry
-> <varlistentry
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->[Todos]</term
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-><para
-> <guimenuitem
->Centrar y seguir</guimenuitem
->: Centra la imagen en esta posición e inicia el seguimiento. Equivale a una doble pulsación del ratón. </para
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-> </varlistentry
-> <varlistentry
-> <term
->[Todos salvo el sistema solar]</term
-> <listitem
-><para
-> <guimenuitem
->Mostrar imagen DSS de primera/segunda generación</guimenuitem
->. La Digitized Sky Survey es una fuente de información increible: un atlas fotográfico de todo el cielo. Gracias al milagro de Internet, se puede descargar una fotografía de cualquier parte del cielo. &kstars; proporciona acceso directo a esta base de datos. Hay dos generaciones de fotografías; la segunda de ellas está aún sin completar, por lo que podría producirse un error al pedir algunas de las imágenes de segunda generación. Tenga en cuenta que los archivos de las imágenes son grandes, así que no se muy impaciente. Si existen otras imágenes disponibles del objeto en cuestión, le recomendamos que abra esas primero. </para
-></listitem
-> </varlistentry
-> <varlistentry
-> <term
->[Messier, sistema solar]</term
-> <listitem
-><para
-> <guimenuitem
->Mostrar página de información de SEDS</guimenuitem
->: la asociación de estudiantes para la exploración y desarrollo del espacio posee una <ulink url="http://www.seds.org"
->magnífica página web</ulink
->, que incluye información muy extensa sobre el sistema solar y los objetos Messier. &kstars; proporciona enlaces a estas páginas en el menú emergente. </para
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-> </varlistentry
-> <varlistentry
-> <term
->[Messier]</term
-> <listitem
-><para
-> <guimenuitem
->Mostrar imagen de SEDS</guimenuitem
->: la imagen principal de este objeto Messier desde la página de información de SEDS.org. </para
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-> <varlistentry
-> <term
->[Algunos objetos del cielo profundo]</term
-> <listitem
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->Mostrar imagen HST</guimenuitem
->: los astrónomos que utilizan el telescopio espacial Hubble publican periódicamente algunas imágenes maravillosas en forma de notas de prensa. Algunas de ellas son ya muy famosas, y se han convertido en iconos culturales. Se puede acceder a todas ellas desde &kstars;. </para
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-> </varlistentry
-> <varlistentry
-> <term
->[Algunos objetos del cielo profundo]</term
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->Mostrar imagen KPNO AOP</guimenuitem
->: el observatorio nacional Kitt Peal de Arizona (EE.UU) mantiene un programa de divulgación llamado <ulink url="http://www.noao.edu/outreach/nop/advanced/advanced.html"
->Advanced Observing Program</ulink
->, que permite a cualquiera <quote
->alquilar</quote
-> durante una noche un telescopio de 16 pulgadas localizado en Kitt Peak. Este programa ha producido algunas de las mejores imágenes tomadas por astrónomos aficionados. Nostros incluimos más de 100 de ellas en nuestra base de datos de enlaces. </para
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-> </varlistentry
-> <varlistentry
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->[Todos los objetos con nombre]</term
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->Añadir enlace...</guimenuitem
->: esto le permite añadir sus propios enlaces al menú emergente de cualquier objeto. Se abre una pequeña ventana en la que se introduce la dirección <abbrev
->URL</abbrev
-> del enlace, y el texto descriptivo que aparecerá en el menú. También consta de dos botones de opción excluyentes que permite especificar si el enlace se trata de una imagen o de un documento <abbrev
->HTML</abbrev
->, de forma que &kstars; sepa si se debe ejecutar un navegador de web o un visor de imágenes. </para
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 </sect2>
 </sect1>
 
 <sect1 id="kstars-keys">
-<title
->Comandos del teclado</title>
+<title>Comandos del teclado</title>
 
-<variablelist
-> <varlistentry
-><term
->Cursores</term
-> <listitem
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-> Utilice los cursores para desplazar la imagen. Si mantiene pulsada la tecla &Shift; la velocidad se duplica. </para
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-> </para
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-> <varlistentry
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->Centra la imagen en el cénit (justo encima)</para
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-></listitem
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-> <varlistentry
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->S</keycap
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-> <listitem
-><para
->Centra la imagen sobre el horizonte sur.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
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-><keycap
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-> <listitem
-><para
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-> <varlistentry
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->F1</keycap
-></term
-> <listitem
-><para
->Abre el manual de &kstars;.</para
-></listitem
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-> <varlistentry
-><term
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-> <listitem
-><para
->Abre la ventana de búsqueda de objetos.</para
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-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
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-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
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-></listitem
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-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
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-></keycombo
-> </term
-> <listitem
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->Abre la ventana de configuración de la posición geográfica</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->E</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Establece el tiempo al del reloj del procesador.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->S</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Abre la ventana de establecer tiempo.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
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->&Ctrl;<keycap
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-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Activa/desactiva el seguimiento.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->C</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Acceso a la calculadora astronómica.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->N</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Abre otra ventana de &kstars; (advertencia: aún no es estable).</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->W</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Cierra la ventana de &kstars; (advertencia: aún no es estable).</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->P</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Imprime el mapa del cielo actual.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> <varlistentry
-><term
-><keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->S</keycap
-></keycombo
-> </term
-> <listitem
-><para
->Sale de &kstars;.</para
-></listitem
-></varlistentry
-> </variablelist>
+<variablelist> <varlistentry><term>Cursores</term> <listitem><para> Utilice los cursores para desplazar la imagen. Si mantiene pulsada la tecla &Shift; la velocidad se duplica. </para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>+</keycap> / <keycap>-</keycap></term> <listitem><para>Ampliar/reducir</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term>0&ndash;9</term> <listitem><para>Centra la imagen en un objeto del sistema solar. <itemizedlist> <listitem><para>0: Sol</para></listitem> <listitem><para>1: Mercurio</para></listitem> <listitem><para>2: Venus</para></listitem> <listitem><para>3: Luna</para></listitem> <listitem><para>4: Marte</para></listitem> <listitem><para>5: Júpiter</para></listitem> <listitem><para>6: Saturno</para></listitem> <listitem><para>7: Urano</para></listitem> <listitem><para>8: Neptuno</para></listitem> <listitem><para>9: Plutón</para></listitem> </itemizedlist> </para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>Z</keycap></term> <listitem><para>Centra la imagen en el cénit (justo encima)</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>N</keycap></term> <listitem><para>Centra la imagen sobre el horizonte norte.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>E</keycap></term> <listitem><para>Centra la imagen sobre el horizonte este.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>S</keycap></term> <listitem><para>Centra la imagen sobre el horizonte sur.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>W</keycap></term> <listitem><para>Centra la imagen sobre el horizonte oeste.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycap>F1</keycap></term> <listitem><para>Abre el manual de &kstars;.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>F</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Abre la ventana de búsqueda de objetos.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>M</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Especificar las coordenadas RA/Dec en las que centrarse.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>G</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Abre la ventana de configuración de la posición geográfica</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>E</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Establece el tiempo al del reloj del procesador.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>S</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Abre la ventana de establecer tiempo.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>T</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Activa/desactiva el seguimiento.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>C</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Acceso a la calculadora astronómica.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>N</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Abre otra ventana de &kstars; (advertencia: aún no es estable).</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>W</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Cierra la ventana de &kstars; (advertencia: aún no es estable).</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>P</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Imprime el mapa del cielo actual.</para></listitem></varlistentry> <varlistentry><term><keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>S</keycap></keycombo> </term> <listitem><para>Sale de &kstars;.</para></listitem></varlistentry> </variablelist>
 
 </sect1>
 
 <sect1 id="kstars-mouse">
-<title
->Comandos del ratón</title>
-<para
-> La coordenadas de AR y Dec marcadas por el puntero del ratón se muestran siempre en la barra de estado. Si se pulsa con el ratón en cualquier punto, se identificará el objeto más próximo también en la barra de estado. Una doble pulsación del ratón centrará y seguirá la posición del objeto seleccionado. Pulse y arrastre para desplazar la imagen. El botón <mousebutton
->derecho</mousebutton
-> abre el menú emergente con opciones detalladas para el objeto seleccionado. Si mantiene pulsados los botones derecho e izquierdo del ratón y desplaza este verticalmente, cambiará el nivel de ampliación (también puede utilizar la rueda del ratón, si dispusiera de una). </para
-><para
-> También puede mover los paneles informativos arrastrandolos con el ratón, o "ocultarlos" pulsando dos veces sobre ellos. </para>
+<title>Comandos del ratón</title>
+<para> La coordenadas de AR y Dec marcadas por el puntero del ratón se muestran siempre en la barra de estado. Si se pulsa con el ratón en cualquier punto, se identificará el objeto más próximo también en la barra de estado. Una doble pulsación del ratón centrará y seguirá la posición del objeto seleccionado. Pulse y arrastre para desplazar la imagen. El botón <mousebutton>derecho</mousebutton> abre el menú emergente con opciones detalladas para el objeto seleccionado. Si mantiene pulsados los botones derecho e izquierdo del ratón y desplaza este verticalmente, cambiará el nivel de ampliación (también puede utilizar la rueda del ratón, si dispusiera de una). </para><para> También puede mover los paneles informativos arrastrandolos con el ratón, o "ocultarlos" pulsando dos veces sobre ellos. </para>
 </sect1>
 </chapter>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/config.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/config.docbook
index bc3d28e2e01..8953f33d957 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/config.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/config.docbook
@@ -1,82 +1,7 @@
 <chapter id="config">
-<title
->Configuración de &kstars;</title>
-<para
-> &kstars; tiene muchas opciones de configuración, a las que se puede acceder abriendo la ventana <guilabel
->Mostrar opciones</guilabel
->, a través del icono de la <guiicon
->llave inglesa</guiicon
-> en la barra de herramientas, o en <guimenuitem
->Configurar &kstars;...</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Opciones</guimenu
->. La ventana se describe a continuación: <screenshot
-> <screeninfo
->Ventana Mostrar opciones</screeninfo
-> <mediaobject
-> <imageobject
-> <imagedata fileref="screen3.png" format="PNG"/> </imageobject
-> <textobject
-> <phrase
->Ventana Mostrar opciones</phrase
-> </textobject
-> </mediaobject
-> </screenshot
-> </para>
+<title>Configuración de &kstars;</title>
+<para> &kstars; tiene muchas opciones de configuración, a las que se puede acceder abriendo la ventana <guilabel>Mostrar opciones</guilabel>, a través del icono de la <guiicon>llave inglesa</guiicon> en la barra de herramientas, o en <guimenuitem>Configurar &kstars;...</guimenuitem> en el menú <guimenu>Opciones</guimenu>. La ventana se describe a continuación: <screenshot> <screeninfo>Ventana Mostrar opciones</screeninfo> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="screen3.png" format="PNG"/> </imageobject> <textobject> <phrase>Ventana Mostrar opciones</phrase> </textobject> </mediaobject> </screenshot> </para>
 
-<para
-> La ventana <guilabel
->Mostrar opciones</guilabel
-> se divide en cinco apartados: <guilabel
->Catálogos</guilabel
->, <guilabel
->Guías</guilabel
->, <guilabel
->Sistema solar</guilabel
->, <guilabel
->Colores</guilabel
-> y <guilabel
->Avanzado</guilabel
->. Debajo de las pestañas de los apartados, podrá elegir entre los sistemas de coordenadas horizontal o ecuatorial. Tenga en cuenta que los cambios que realice se reflejan inmediatamente en el mapa, pero no tendrán efecto hasta que pulse <guibutton
->Aceptar</guibutton
->. </para
-><para
-> En el apartado <guilabel
->Catálogos</guilabel
->, podrá determinar qué catálogos de objetos se mostrarán en el mapa. El catálogo de estrellas SAO también le permite ver el <quote
->límite de visibilidad</quote
-> de las estrellas, y el límite de magnitud (brillo) a la hora de mostrar los nombres y/o las magnitudes de las estrellas. Debajo de la sección de estrellas, hay una zona que contiene una lista de casillas de comprobación de los catálogos de objetos del cielo profundo disponibles. Puede añadir sus propios objetos pulsando el botón <guibutton
->Añadir catálogo personalizado</guibutton
->, lo que abrirá un <guilabel
->Diálogo de archivo</guilabel
->, de forma que pueda apuntar a su archivo de datos del catálogo. Para obtener instrucciones detalladas de cómo preparar un archivo de catálogo, lea el documento <filename
->README.customize</filename
-> que acompaña a &kstars;. </para
-><para
-> En el apartado <guilabel
->Sistema solar</guilabel
->, puede especificar si desea que se muestran el Sol, la Luna y los planetas, ya se dibujen estos como círculos o como imágenes, y si se deben incluir también las etiquetas con los nombres de los planetas. </para
-><para
-> El apartado <guilabel
->Guías</guilabel
-> le permite decidir si se mostrarán los elementos que no son objetos (&ie;, líneas de las constelaciones, nombres de las constelaciones, el contorno de la Vía Láctea, el ecuador celeste, la eclíptica, la línea del horizonte y el suelo opaco). También puede elegir si desea ver los nombres de las constelaciones en latín, con abreviaturas de tres letras estándar en el formato de la <acronym
->IAU</acronym
-> o en su propio idioma. </para
-><para
-> El apartado <guilabel
->Colores</guilabel
-> le permite establececer el esquema de color, y definir esquemas de color personalizados. La ficha se divide en dos paneles: </para
-><para
-> El panel izquierdo muestra una lista de todos los elementos para los que se puede ajustar el color. Pulse en cualquiera de ellos para abrir una ventana de selección de color que le permitirá ajustarlo. Debajo de la lista está la casilla <guilabel
->Modo de color de las estrellas</guilabel
->. Por omisión, &kstars; dibuja las estrellas con un color realista de acuerdo al tipo espectral de las mismas. Sin embargo, también es posible dibujar las estrellas en blanco, negro o rojo. Si está utilizando colores realistas, puede determinar el nivel de saturación de los colores con el selector <guilabel
->Intensidad de color de las estrellas</guilabel
->. </para
-><para
-> El panel derecho muestra los esquemas de color definidos. Hay tres predefinidos: el esquema predeterminado, el esquema Cuadro de estrellas con estrellas negras sobre fondo blanco, y Visión nocturna, que utiliza sombras de rojo para proteger su vista adaptada a la oscuridad. Además, puede almacenar los parámetros de color actuales como un esquema personalizado pulsando sobre el botón <guibutton
->Guardas los colores actuales</guibutton
->. Se le preguntará un nombre para el nuevo esquema, y este aparecerá en la lista en todas las futuras sesiones de &kstars;. Para eliminar un esquema personalizado, símplemente selecciónelo en la lista y pulse el botón <guibutton
->Eliminar esquema de color</guibutton
->. </para>
+<para> La ventana <guilabel>Mostrar opciones</guilabel> se divide en cinco apartados: <guilabel>Catálogos</guilabel>, <guilabel>Guías</guilabel>, <guilabel>Sistema solar</guilabel>, <guilabel>Colores</guilabel> y <guilabel>Avanzado</guilabel>. Debajo de las pestañas de los apartados, podrá elegir entre los sistemas de coordenadas horizontal o ecuatorial. Tenga en cuenta que los cambios que realice se reflejan inmediatamente en el mapa, pero no tendrán efecto hasta que pulse <guibutton>Aceptar</guibutton>. </para><para> En el apartado <guilabel>Catálogos</guilabel>, podrá determinar qué catálogos de objetos se mostrarán en el mapa. El catálogo de estrellas SAO también le permite ver el <quote>límite de visibilidad</quote> de las estrellas, y el límite de magnitud (brillo) a la hora de mostrar los nombres y/o las magnitudes de las estrellas. Debajo de la sección de estrellas, hay una zona que contiene una lista de casillas de comprobación de los catálogos de objetos del cielo profundo disponibles. Puede añadir sus propios objetos pulsando el botón <guibutton>Añadir catálogo personalizado</guibutton>, lo que abrirá un <guilabel>Diálogo de archivo</guilabel>, de forma que pueda apuntar a su archivo de datos del catálogo. Para obtener instrucciones detalladas de cómo preparar un archivo de catálogo, lea el documento <filename>README.customize</filename> que acompaña a &kstars;. </para><para> En el apartado <guilabel>Sistema solar</guilabel>, puede especificar si desea que se muestran el Sol, la Luna y los planetas, ya se dibujen estos como círculos o como imágenes, y si se deben incluir también las etiquetas con los nombres de los planetas. </para><para> El apartado <guilabel>Guías</guilabel> le permite decidir si se mostrarán los elementos que no son objetos (&ie;, líneas de las constelaciones, nombres de las constelaciones, el contorno de la Vía Láctea, el ecuador celeste, la eclíptica, la línea del horizonte y el suelo opaco). También puede elegir si desea ver los nombres de las constelaciones en latín, con abreviaturas de tres letras estándar en el formato de la <acronym>IAU</acronym> o en su propio idioma. </para><para> El apartado <guilabel>Colores</guilabel> le permite establececer el esquema de color, y definir esquemas de color personalizados. La ficha se divide en dos paneles: </para><para> El panel izquierdo muestra una lista de todos los elementos para los que se puede ajustar el color. Pulse en cualquiera de ellos para abrir una ventana de selección de color que le permitirá ajustarlo. Debajo de la lista está la casilla <guilabel>Modo de color de las estrellas</guilabel>. Por omisión, &kstars; dibuja las estrellas con un color realista de acuerdo al tipo espectral de las mismas. Sin embargo, también es posible dibujar las estrellas en blanco, negro o rojo. Si está utilizando colores realistas, puede determinar el nivel de saturación de los colores con el selector <guilabel>Intensidad de color de las estrellas</guilabel>. </para><para> El panel derecho muestra los esquemas de color definidos. Hay tres predefinidos: el esquema predeterminado, el esquema Cuadro de estrellas con estrellas negras sobre fondo blanco, y Visión nocturna, que utiliza sombras de rojo para proteger su vista adaptada a la oscuridad. Además, puede almacenar los parámetros de color actuales como un esquema personalizado pulsando sobre el botón <guibutton>Guardas los colores actuales</guibutton>. Se le preguntará un nombre para el nuevo esquema, y este aparecerá en la lista en todas las futuras sesiones de &kstars;. Para eliminar un esquema personalizado, símplemente selecciónelo en la lista y pulse el botón <guibutton>Eliminar esquema de color</guibutton>. </para>
 </chapter>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cpoles.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cpoles.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cpoles.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/cpoles.docbook
@@ -1,62 +1,14 @@
 <sect1 id="ai-cpoles">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Los polos celestes</title>
-<indexterm
-><primary
->Polos celestes</primary>
-<seealso
->Coordenadas ecuatoriales</seealso>
+<title>Los polos celestes</title>
+<indexterm><primary>Polos celestes</primary>
+<seealso>Coordenadas ecuatoriales</seealso>
 </indexterm>
-<para
->El cielo parece desplazarse sobre nuestras cabezas de este a oeste, completando un ciclo completo en 24 horas (<link linkend="ai-sidereal"
->siderales</link
->). Este fenómeno es debido a la rotación de la Tierra sobre su eje. El eje de rotación de la Tierra intersecta la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
-> en dos puntos. Estos son los <firstterm
->polos celestes</firstterm
->. Al girar la Tierra, estos permanecen fijos en el cielo, y el resto de puntos parecen moverse a su alrededor. Los polos celestes son también los poles del <link linkend="equatorial"
->sistema de coordenadas ecuatorial</link
->, significando esto que tienen <firstterm
->declinaciones</firstterm
-> de +90 y -90 grados (polos celestes norte y sur, respectivamente). </para
-><para
->El polo celeste norte tiene actualmente más o menos las mismas coordenadas que la estrella <firstterm
->Polar</firstterm
-> (que significa "estrella del polo" en latín). Esto hace que la estrella Polar sea muy útil en la navegación: no sólo está situada siempre al norte, sino que su ángulo de <link linkend="horizontal"
->elevación</link
-> es siempre aproximadamente igual a la <link linkend="ai-geocoords"
->latitud geográfica</link
-> del observador (sin embargo, la estrella Polar sólo puede ser vista desde el hemisferio norte). </para
-><para
->El hecho de que la estrella Polar esté cerca del polo es una simple coincidencia. De hecho, debido a la <link linkend="ai-precession"
->precesión</link
->, la estrella Polar sólo está cerca del polo durante una pequeña fracción de tiempo. </para>
+<para>El cielo parece desplazarse sobre nuestras cabezas de este a oeste, completando un ciclo completo en 24 horas (<link linkend="ai-sidereal">siderales</link>). Este fenómeno es debido a la rotación de la Tierra sobre su eje. El eje de rotación de la Tierra intersecta la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link> en dos puntos. Estos son los <firstterm>polos celestes</firstterm>. Al girar la Tierra, estos permanecen fijos en el cielo, y el resto de puntos parecen moverse a su alrededor. Los polos celestes son también los poles del <link linkend="equatorial">sistema de coordenadas ecuatorial</link>, significando esto que tienen <firstterm>declinaciones</firstterm> de +90 y -90 grados (polos celestes norte y sur, respectivamente). </para><para>El polo celeste norte tiene actualmente más o menos las mismas coordenadas que la estrella <firstterm>Polar</firstterm> (que significa "estrella del polo" en latín). Esto hace que la estrella Polar sea muy útil en la navegación: no sólo está situada siempre al norte, sino que su ángulo de <link linkend="horizontal">elevación</link> es siempre aproximadamente igual a la <link linkend="ai-geocoords">latitud geográfica</link> del observador (sin embargo, la estrella Polar sólo puede ser vista desde el hemisferio norte). </para><para>El hecho de que la estrella Polar esté cerca del polo es una simple coincidencia. De hecho, debido a la <link linkend="ai-precession">precesión</link>, la estrella Polar sólo está cerca del polo durante una pequeña fracción de tiempo. </para>
 <tip>
-<para
->Ejercicios:</para>
-<para
->Utilice la ventana <guilabel
->Buscar objeto</guilabel
-> (<keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->F</keycap
-></keycombo
->) para localizar la estrella Polar. Tenga en cuenta que su declinación es casi (pero no exactamente) +90 grados. Compare la lectura de la elevación cuando se centre en la estrella Polar con la latitud geográfica de su localización. Siempre están separadas por un grado. No están exactamente en el mismo sitio porque la estrella Polar no está exactamente en el polo. (Es posible centrarse exactamente en el polo cambiando al sistema de coordenadas ecuatoriales, y pulsando la tecla del cursor arriba hasta que el cielo deje de desplazarse). </para
-><para
->Utilice el selector <guilabel
->Paso de tiempo</guilabel
-> en la barra de herramientas para acelerar el tiempo hasta un paso de 100 segundos. Puede compobar como el cielo parece rotar alrededor de la estrella Polar, mientras que la propia estrella permanece estacionaria. </para
-><para
->Dijimos que el polo celeste es el polo del sistema de coordenadas ecuatorial. ¿Cual cree que es el polo del sistema de coordenadas horizontal (altitud/acimut)? (El <link linkend="ai-zenith"
->cénit</link
->). </para>
+<para>Ejercicios:</para>
+<para>Utilice la ventana <guilabel>Buscar objeto</guilabel> (<keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>F</keycap></keycombo>) para localizar la estrella Polar. Tenga en cuenta que su declinación es casi (pero no exactamente) +90 grados. Compare la lectura de la elevación cuando se centre en la estrella Polar con la latitud geográfica de su localización. Siempre están separadas por un grado. No están exactamente en el mismo sitio porque la estrella Polar no está exactamente en el polo. (Es posible centrarse exactamente en el polo cambiando al sistema de coordenadas ecuatoriales, y pulsando la tecla del cursor arriba hasta que el cielo deje de desplazarse). </para><para>Utilice el selector <guilabel>Paso de tiempo</guilabel> en la barra de herramientas para acelerar el tiempo hasta un paso de 100 segundos. Puede compobar como el cielo parece rotar alrededor de la estrella Polar, mientras que la propia estrella permanece estacionaria. </para><para>Dijimos que el polo celeste es el polo del sistema de coordenadas ecuatorial. ¿Cual cree que es el polo del sistema de coordenadas horizontal (altitud/acimut)? (El <link linkend="ai-zenith">cénit</link>). </para>
 </tip>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/credits.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/credits.docbook
index aa1b140f170..fecdadf41d3 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/credits.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/credits.docbook
@@ -1,111 +1,45 @@
 <chapter id="credits">
-<title
->Créditos y licencia</title>
+<title>Créditos y licencia</title>
 
-<para
->&kstars;</para>
-<para
->Copyright del programa 2001-2003 El equipo de &kstars; <email
->kstars@30doradus.org</email
-> </para>
+<para>&kstars;</para>
+<para>Copyright del programa 2001-2003 El equipo de &kstars; <email>kstars@30doradus.org</email> </para>
 
-<para
->El equipo de &kstars; <itemizedlist>
-<listitem
-><para
->Jason Harris <email
->kstars@30doradus.org</email
-></para>
+<para>El equipo de &kstars; <itemizedlist>
+<listitem><para>Jason Harris <email>kstars@30doradus.org</email></para>
 </listitem>
-<listitem
-><para
->Jasem Mutlaq <email
->mutlaqja@ku.edu</email
-></para>
+<listitem><para>Jasem Mutlaq <email>mutlaqja@ku.edu</email></para>
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-<listitem
-><para
->Pablo de Vicente <email
->pvicentea@wanadoo.es</email
-></para>
+<listitem><para>Pablo de Vicente <email>pvicentea@wanadoo.es</email></para>
 </listitem>
-<listitem
-><para
->Heiko Evermann <email
->heiko@evermann.de</email
-></para>
+<listitem><para>Heiko Evermann <email>heiko@evermann.de</email></para>
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-<listitem
-><para
->Thomas Kabelmann <email
->tk78@gmx.de</email
-></para>
+<listitem><para>Thomas Kabelmann <email>tk78@gmx.de</email></para>
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-<listitem
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->Mark Hollomon <email
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-></para>
+<listitem><para>Mark Hollomon <email>mhh@mindspring.com</email></para>
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->Carsten Niehaus <email
->cniehaus@gmx.de</email
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+<listitem><para>Carsten Niehaus <email>cniehaus@gmx.de</email></para>
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 </itemizedlist>
 </para>
 
-<para
->Fuentes de información: <itemizedlist>
+<para>Fuentes de información: <itemizedlist>
 <listitem>
-<para
->Catálogos de objetos y tablas de posición de planetas: <ulink url="http://adc.gsfc.nasa.gov"
->NASA Astronomical Data Center</ulink
-></para>
+<para>Catálogos de objetos y tablas de posición de planetas: <ulink url="http://adc.gsfc.nasa.gov">NASA Astronomical Data Center</ulink></para>
 </listitem>
 <listitem>
-<para
->Puede encontrar información detallada sobre los créditos de todas las imágenes utilizadas en el programa en el archivo README.images </para>
+<para>Puede encontrar información detallada sobre los créditos de todas las imágenes utilizadas en el programa en el archivo README.images </para>
 </listitem>
 </itemizedlist>
 </para>
-<para
->Referencias: <itemizedlist>
-<listitem
-><para
-><quote
->Practical Astronomy With Your Calculator</quote
-> por Peter Duffet-Smith</para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><quote
->Astronomical Algorithms</quote
-> por Jean Meeus</para
-></listitem>
+<para>Referencias: <itemizedlist>
+<listitem><para><quote>Practical Astronomy With Your Calculator</quote> por Peter Duffet-Smith</para></listitem>
+<listitem><para><quote>Astronomical Algorithms</quote> por Jean Meeus</para></listitem>
 </itemizedlist>
 </para>
 
-<para
->Agradecimiento especial: a los desarrolladores de &kde; y &Qt; por entregarle al mundo un maravilloso conjunto de <acronym
->API</acronym
->s libres. Al equipo de <application
->KDevelop</application
-> por su excelente entorno de programación, que ha convertido el desarrollo de &kstars; en algo sencillo y divertido. A todos los participantes en el foro de <application
->KDevelop</application
->, a las listas de correo de &kde; y a irc.kde.org, por contestar a nuestra frecuentes preguntas. Gracias a Anne-Marie Mahfouf por invitar a &kstars; a formar parte del módulo &kde;-Edu. Por último, gracias todos los que han enviado informes de fallos o comentarios. Gracias a todos. </para>
+<para>Agradecimiento especial: a los desarrolladores de &kde; y &Qt; por entregarle al mundo un maravilloso conjunto de <acronym>API</acronym>s libres. Al equipo de <application>KDevelop</application> por su excelente entorno de programación, que ha convertido el desarrollo de &kstars; en algo sencillo y divertido. A todos los participantes en el foro de <application>KDevelop</application>, a las listas de correo de &kde; y a irc.kde.org, por contestar a nuestra frecuentes preguntas. Gracias a Anne-Marie Mahfouf por invitar a &kstars; a formar parte del módulo &kde;-Edu. Por último, gracias todos los que han enviado informes de fallos o comentarios. Gracias a todos. </para>
 
-<para
->Copyright de la documentación 2001-2003 Jason Harris y el equipo de KStars <email
->kstars@30doradus.org</email
-> </para>
+<para>Copyright de la documentación 2001-2003 Jason Harris y el equipo de KStars <email>kstars@30doradus.org</email> </para>
 
-<para
->Traducido por Miguel Revilla Rodríguez<email
->yo@miguelrevilla.com</email
-> y Pablo de Vicente <email
->vicente@oan.es</email
-></para
-> 
+<para>Traducido por Miguel Revilla Rodríguez<email>yo@miguelrevilla.com</email> y Pablo de Vicente <email>vicente@oan.es</email></para> 
 &underFDL; &underGPL; </chapter>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/csphere.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/csphere.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/csphere.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/csphere.docbook
@@ -1,28 +1,10 @@
 <sect1 id="ai-csphere">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->La esfera celeste</title>
-<indexterm
-><primary
->Esfera celeste</primary>
-<seealso
->Sistemas de coordenadas celestes</seealso>
+<title>La esfera celeste</title>
+<indexterm><primary>Esfera celeste</primary>
+<seealso>Sistemas de coordenadas celestes</seealso>
 </indexterm>
-<para
->La esfera celeste es una esfera imaginaria de gigantesco radio, centrada en la Tierra. Todos los objetos que pueden verse en el cielo podrían tratarse como si estuvieran tachonando dicha esfera. </para
-><para
->Desde luego, sabemos que los objetos celestes no están en la superficie de ninguna esfera con centro en la Tierra, ¿por qué dificultar las cosas con esta esfera imaginaria? Todo lo que vemos en el cielo está tan lejos, que es imposible calcular las distancias sólo con mirar los objetos. Como sus distancias son indeterminadas, sólo es necesario conocer la <emphasis
->dirección</emphasis
-> en la que se encuentra el objeto para localizarlo en el cielo. En este sentido, el modelo de la esfera celeste es un método práctico para dibujar mapas del cielo. </para
-><para
->Las direcciones en las que están varios objetos celestes se pueden cuantificar construyendo un <link linkend="ai-skycoords"
->sistema de coordenadas celeste</link
->. </para>
+<para>La esfera celeste es una esfera imaginaria de gigantesco radio, centrada en la Tierra. Todos los objetos que pueden verse en el cielo podrían tratarse como si estuvieran tachonando dicha esfera. </para><para>Desde luego, sabemos que los objetos celestes no están en la superficie de ninguna esfera con centro en la Tierra, ¿por qué dificultar las cosas con esta esfera imaginaria? Todo lo que vemos en el cielo está tan lejos, que es imposible calcular las distancias sólo con mirar los objetos. Como sus distancias son indeterminadas, sólo es necesario conocer la <emphasis>dirección</emphasis> en la que se encuentra el objeto para localizarlo en el cielo. En este sentido, el modelo de la esfera celeste es un método práctico para dibujar mapas del cielo. </para><para>Las direcciones en las que están varios objetos celestes se pueden cuantificar construyendo un <link linkend="ai-skycoords">sistema de coordenadas celeste</link>. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook
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@@ -1,86 +1,34 @@
 <sect1 id="ai-darkmatter">
 
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jasem</firstname
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->Mutlaq</surname
-> <affiliation
-><address
-> <email
->mutlaqja@ku.edu</email>
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-></affiliation>
+<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address> <email>mutlaqja@ku.edu</email>
+</address></affiliation>
 </author>
 </sect1info>
 
-<title
->Materia oscura</title>
-<indexterm
-><primary
->Materia oscura</primary>
+<title>Materia oscura</title>
+<indexterm><primary>Materia oscura</primary>
 </indexterm>
 
-<para
->Los científicos se encuentran hoy en día cómodos con la idea de que el 90% de la masa del universo está en una forma de materia que no puede ser vista. </para>
+<para>Los científicos se encuentran hoy en día cómodos con la idea de que el 90% de la masa del universo está en una forma de materia que no puede ser vista. </para>
 
-<para
->Aunque disponemos de mapas fiables del universo cercano que cubren el espectro desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, únicamente somos capaces de contabilizar el 10% de la masa de lo que debe de haber ahí fuera. Como dijo Bruce H. Margon, un astrónomo de la Universidad de Washington, en el periódico New York Times en 2001: <citation
->Es una situación súmamente embarazosa admitir que no logramos hallar el 90% del universo</citation
->. </para>
+<para>Aunque disponemos de mapas fiables del universo cercano que cubren el espectro desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, únicamente somos capaces de contabilizar el 10% de la masa de lo que debe de haber ahí fuera. Como dijo Bruce H. Margon, un astrónomo de la Universidad de Washington, en el periódico New York Times en 2001: <citation>Es una situación súmamente embarazosa admitir que no logramos hallar el 90% del universo</citation>. </para>
 
-<para
->El término que identifica a esta <quote
->masa perdida</quote
-> es el de <firstterm
->materia oscura</firstterm
->, y esas dos palabras resumen muy bien todo lo que conocemos sobre este tema. Sabemos que hay <quote
->materia</quote
->, porque podemos ver los efectos de su influencia gravitacional. Sin embargo, la materia no emite una radiación electromagnética que sea detectable, por lo tanto es <quote
->oscura</quote
->. Existen varias teorías sobre la realidad de la masa perdida, que van desde exóticas partículas subatómicas hasta una población de agujeros negros aislados. También se habla de enanas blancas y y marrones. El término <quote
->masa perdida</quote
-> puede conducir a error, ya que la masa como tal no está perdida, tan solo su luz. Pero, ¿qué es exactamente la materia oscura y cómo sabemos que existe si no podemos verla? </para>
+<para>El término que identifica a esta <quote>masa perdida</quote> es el de <firstterm>materia oscura</firstterm>, y esas dos palabras resumen muy bien todo lo que conocemos sobre este tema. Sabemos que hay <quote>materia</quote>, porque podemos ver los efectos de su influencia gravitacional. Sin embargo, la materia no emite una radiación electromagnética que sea detectable, por lo tanto es <quote>oscura</quote>. Existen varias teorías sobre la realidad de la masa perdida, que van desde exóticas partículas subatómicas hasta una población de agujeros negros aislados. También se habla de enanas blancas y y marrones. El término <quote>masa perdida</quote> puede conducir a error, ya que la masa como tal no está perdida, tan solo su luz. Pero, ¿qué es exactamente la materia oscura y cómo sabemos que existe si no podemos verla? </para>
 
-<para
->La historia comenzó en 1933, cuando el astrónomo Fritz Zwicky estaba estudiando el movimiento de cúmulos masivos de galaxias distantes, en concreto el cúmulo Coma y el cúmulo Virgo. Zwicky estimaba la masa de cada galaxia en el cúmulo basándose en su luminosidad, y sumaba las masas de todas las galaxias para obtener la masa total del cúmulo. Entonces hizo una segunda estimación de la masa del cúmulo, independiente de la primera, basándose en las velocidades individuales de las galaxias en el cúmulo. Para su sorpresa, esta segunda estimación sobre la <firstterm
->masa dinámica</firstterm
-> era <emphasis
->400 veces</emphasis
-> mayor que la masa estimada basándose en la luz de las galaxias. </para>
+<para>La historia comenzó en 1933, cuando el astrónomo Fritz Zwicky estaba estudiando el movimiento de cúmulos masivos de galaxias distantes, en concreto el cúmulo Coma y el cúmulo Virgo. Zwicky estimaba la masa de cada galaxia en el cúmulo basándose en su luminosidad, y sumaba las masas de todas las galaxias para obtener la masa total del cúmulo. Entonces hizo una segunda estimación de la masa del cúmulo, independiente de la primera, basándose en las velocidades individuales de las galaxias en el cúmulo. Para su sorpresa, esta segunda estimación sobre la <firstterm>masa dinámica</firstterm> era <emphasis>400 veces</emphasis> mayor que la masa estimada basándose en la luz de las galaxias. </para>
 
-<para
->Aunque en la época de Zwicky ya había una seria evidencia, hasta los años 70 los científicos no comenzaron a investigar más profundamente esta discrepancia. Fué en esa época cuando se empezó a tomar en serio la existencia de la materia oscura. La existencia de tal materia no sólo resolvería las deficiencias de masa en los cúmulos de galaxias, además tenía consecuencias mucho más importantes para la evolución y el destino del propio universo. </para>
+<para>Aunque en la época de Zwicky ya había una seria evidencia, hasta los años 70 los científicos no comenzaron a investigar más profundamente esta discrepancia. Fué en esa época cuando se empezó a tomar en serio la existencia de la materia oscura. La existencia de tal materia no sólo resolvería las deficiencias de masa en los cúmulos de galaxias, además tenía consecuencias mucho más importantes para la evolución y el destino del propio universo. </para>
 
-<para
->Otro fenómeno que sugirió la existencia de la materia oscura fué la existencia de las curvas rotacionales en las <firstterm
->galaxias espirales</firstterm
->. Las galaxis espirales contienen una gran población de estrellas que orbitan alrededor del centro de la galaxia de forma casi circular, tal y como los planetas orbitan alrededor de una estrella. Al igual que las órbitas planetarias, las estrellas con grandes órbitas galácticas se espera que tengan una menor velocidad orbital (este es uno de los puntos de la tercera ley de Kepler). En realidad, la tercera ley de Kepler sólo se aplica a las estrellas cercanas al perímetro de una galaxia espiral, ya que asume que la masa rodeada por la órbita es constante. </para>
+<para>Otro fenómeno que sugirió la existencia de la materia oscura fué la existencia de las curvas rotacionales en las <firstterm>galaxias espirales</firstterm>. Las galaxis espirales contienen una gran población de estrellas que orbitan alrededor del centro de la galaxia de forma casi circular, tal y como los planetas orbitan alrededor de una estrella. Al igual que las órbitas planetarias, las estrellas con grandes órbitas galácticas se espera que tengan una menor velocidad orbital (este es uno de los puntos de la tercera ley de Kepler). En realidad, la tercera ley de Kepler sólo se aplica a las estrellas cercanas al perímetro de una galaxia espiral, ya que asume que la masa rodeada por la órbita es constante. </para>
 
-<para
->Sin embargo, los astrónomos han realizado observaciones de las velocidades orbitales de las estrellas en las partes más exteriores de un gran número de galaxias espirales, y ninguna de ellas seguía la tercera ley de Kepler como se esperaba. En vez de caer en un radio más grande, las velocidades orbitales permanecían insistentemente constantes. La explicación es que la masa rodeada por una órbita de radio grande aumenta, incluso en las estrellas que aparentemente se encuentran en el límite de la galaxia. Aunque parecen estar al borde de la parte luminosa de la galaxia, la galaxia tiene un perfil de masa que aparentemente se extiende más allá de las regiones ocupadas por las estrellas. </para>
+<para>Sin embargo, los astrónomos han realizado observaciones de las velocidades orbitales de las estrellas en las partes más exteriores de un gran número de galaxias espirales, y ninguna de ellas seguía la tercera ley de Kepler como se esperaba. En vez de caer en un radio más grande, las velocidades orbitales permanecían insistentemente constantes. La explicación es que la masa rodeada por una órbita de radio grande aumenta, incluso en las estrellas que aparentemente se encuentran en el límite de la galaxia. Aunque parecen estar al borde de la parte luminosa de la galaxia, la galaxia tiene un perfil de masa que aparentemente se extiende más allá de las regiones ocupadas por las estrellas. </para>
 
-<para
->Hay otra forma de pensar en ello. Considere las estrellas cercanas al perímetro de una galaxia espiral, con velocidades orbitales observadas típicamente en torno a los 200 kilómetros por segundo. Si la galaxia consistiese sólo de la materia que podemos ver, estas estrellas se separarían muy rápidamente de la galaxia, ya que sus velocidades orbitales son cuatro veces más grandes que la velocidad de fuga de la galaxia. Como parece que las galaxias no se deshacen, debe haber una masa en la galaxia con la que no contamos al sumar todas las partes que podemos ver. </para>
+<para>Hay otra forma de pensar en ello. Considere las estrellas cercanas al perímetro de una galaxia espiral, con velocidades orbitales observadas típicamente en torno a los 200 kilómetros por segundo. Si la galaxia consistiese sólo de la materia que podemos ver, estas estrellas se separarían muy rápidamente de la galaxia, ya que sus velocidades orbitales son cuatro veces más grandes que la velocidad de fuga de la galaxia. Como parece que las galaxias no se deshacen, debe haber una masa en la galaxia con la que no contamos al sumar todas las partes que podemos ver. </para>
 
-<para
->La literatura se ha visto surcada por varias teorías al respecto de la masa perdida, como las <acronym
->WIMP</acronym
->s (partículas masivas que interaccionan debilmente), <acronym
->MACHO</acronym
->s (objetos del halo masivos y compactos), agujeros negros primordiales, neutrinos masivos y otras más, cada una con sus pros y sus contras. Ninguna de las teorías ha sido aún aceptada por la comunidad astronómica, básicamente por la imposibilidad actual de contrastar unas hipótesis frente a otras. </para>
+<para>La literatura se ha visto surcada por varias teorías al respecto de la masa perdida, como las <acronym>WIMP</acronym>s (partículas masivas que interaccionan debilmente), <acronym>MACHO</acronym>s (objetos del halo masivos y compactos), agujeros negros primordiales, neutrinos masivos y otras más, cada una con sus pros y sus contras. Ninguna de las teorías ha sido aún aceptada por la comunidad astronómica, básicamente por la imposibilidad actual de contrastar unas hipótesis frente a otras. </para>
 
 <tip>
-<para
->Puede ver los cúmulos de galaxias que el profesor Zwicky estudió para descubrir la materia oscura. Utilice la ventana de búsqueda de objetos de &kstars; (<keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->F</keycap
-></keycombo
-> ) para centrarse en <quote
->M 87</quote
-> y encontrar el cúmulo de Virgo, y en <quote
->NGC 4884</quote
-> para encontrar el cúmulo de Coma. Es posible que tenga que ampliar la imagen en esas galaxias. Tenga en cuenta que el cúmulo de Virgo parece ser mucho más grande en el cielo. En realidad Coma es el cúmulo más grande de los dos, aunque parecer se más pequeño debido a que se encuentra más lejos. </para>
+<para>Puede ver los cúmulos de galaxias que el profesor Zwicky estudió para descubrir la materia oscura. Utilice la ventana de búsqueda de objetos de &kstars; (<keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>F</keycap></keycombo> ) para centrarse en <quote>M 87</quote> y encontrar el cúmulo de Virgo, y en <quote>NGC 4884</quote> para encontrar el cúmulo de Coma. Es posible que tenga que ampliar la imagen en esas galaxias. Tenga en cuenta que el cúmulo de Virgo parece ser mucho más grande en el cielo. En realidad Coma es el cúmulo más grande de los dos, aunque parecer se más pequeño debido a que se encuentra más lejos. </para>
 </tip>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/dumpmode.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/dumpmode.docbook
index ee89c1f9d14..523e1774568 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/dumpmode.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/dumpmode.docbook
@@ -1,74 +1,12 @@
 <chapter id="dumpmode">
-<title
->Modo de línea de comandos para la generación de imágenes</title>
-<indexterm
-><primary
->Modo de volcado de imagen</primary
-></indexterm>
+<title>Modo de línea de comandos para la generación de imágenes</title>
+<indexterm><primary>Modo de volcado de imagen</primary></indexterm>
 
-<para
->Puede utilizar &kstars; para generar una imagen del cielo sin lanzar la parte gráfica del programa. Para utilizar esta propiedad, inicie &kstars; desde la línea de comandos usando argumentos para especificar el nombre del archivo para la imagen así como las dimensiones de la imagen que se desea: <cmdsynopsis
-><command
->kstars</command
-> <arg choice="plain"
->--dump</arg
-> <arg
->--filename <replaceable
->kstars.png</replaceable
-></arg
-> <arg
->--height <replaceable
->640</replaceable
-></arg
-> <arg
->--width <replaceable
->480</replaceable
-></arg
-> <arg
->--script <replaceable
->miscript.kstars</replaceable
-></arg
-> </cmdsynopsis>
+<para>Puede utilizar &kstars; para generar una imagen del cielo sin lanzar la parte gráfica del programa. Para utilizar esta propiedad, inicie &kstars; desde la línea de comandos usando argumentos para especificar el nombre del archivo para la imagen así como las dimensiones de la imagen que se desea: <cmdsynopsis><command>kstars</command> <arg choice="plain">--dump</arg> <arg>--filename <replaceable>kstars.png</replaceable></arg> <arg>--height <replaceable>640</replaceable></arg> <arg>--width <replaceable>480</replaceable></arg> <arg>--script <replaceable>miscript.kstars</replaceable></arg> </cmdsynopsis>
 </para>
-<para
->Si no se proporciona ningún nombre de archivo, se generará un archivo denominado <filename
->kstars.png</filename
->. Intentará generar una imagen que se corresponda con la extensión del nombre de su archivo. Se reconocen las siguientes extensiones: <quote
->png</quote
->, <quote
->jpg</quote
->, <quote
->jpeg</quote
->, <quote
->gif</quote
->, <quote
->pnm</quote
->, y <quote
->bmp</quote
->. Si la extensión del nombre del archivo no se reconoce, se utilizará por el tipo de imagen <acronym
->PNG</acronym
->. </para>
-<para
->Del mismo modo, si no se especifican la anchura y altura, se utilizará 640 y 480, respectivamente. </para>
-<para
->Por omisión, &kstars; leerá los valores de las opciones almacenadas en su archivo <filename
->$TDEHOME/share/config/kstarsrc</filename
-> para determinar dónde centrar la imagen y como se muestra. Esto significa que necesita ejecutar &kstars; en modo gráfico normal, y salir del programa cuando haya establecido las opciones deseadas para generar las imágenes. Esto no es muy flexible, de modo que proporcionaremos la posibilidad de ejecutar un guión <acronym
->DCOP</acronym
-> de &kstars; para fijar la escena antes de generar la imagen. El nombre del archivo que usted debe especificar como arumento del guión debería ser un guión <acronym
->DCOP</acronym
-> de &kstars; tal como el que se ha creado con el <link linkend="tool-scriptbuilder"
->generador de guiones</link
->. El guión se puede utilizar para fijar el lugar al que apunta la imagen, configurar la ubicación geográfica, fijar la fecha y hora, cambiar el nivel de ampliación. y ajustar otras opciones de visión. Algunas de las funciones de <acronym
->DCOP</acronym
-> no tienen sentido en modo no gráfico (como por ejemplo <function
->waitForKey()</function
->); si estas funciones aparecen al interpretar el guión, se ignoran. </para>
-<para
->Como alternativa a tener que ejecutar un guión <acronym
->DCOP</acronym
-> de &kstars;, proporcionaremos un argumento para especificar un archivo alternativo <filename
->kstarsrc</filename
-> de configuración, en una versión futura de &kstars;. </para>
+<para>Si no se proporciona ningún nombre de archivo, se generará un archivo denominado <filename>kstars.png</filename>. Intentará generar una imagen que se corresponda con la extensión del nombre de su archivo. Se reconocen las siguientes extensiones: <quote>png</quote>, <quote>jpg</quote>, <quote>jpeg</quote>, <quote>gif</quote>, <quote>pnm</quote>, y <quote>bmp</quote>. Si la extensión del nombre del archivo no se reconoce, se utilizará por el tipo de imagen <acronym>PNG</acronym>. </para>
+<para>Del mismo modo, si no se especifican la anchura y altura, se utilizará 640 y 480, respectivamente. </para>
+<para>Por omisión, &kstars; leerá los valores de las opciones almacenadas en su archivo <filename>$TDEHOME/share/config/kstarsrc</filename> para determinar dónde centrar la imagen y como se muestra. Esto significa que necesita ejecutar &kstars; en modo gráfico normal, y salir del programa cuando haya establecido las opciones deseadas para generar las imágenes. Esto no es muy flexible, de modo que proporcionaremos la posibilidad de ejecutar un guión <acronym>DCOP</acronym> de &kstars; para fijar la escena antes de generar la imagen. El nombre del archivo que usted debe especificar como arumento del guión debería ser un guión <acronym>DCOP</acronym> de &kstars; tal como el que se ha creado con el <link linkend="tool-scriptbuilder">generador de guiones</link>. El guión se puede utilizar para fijar el lugar al que apunta la imagen, configurar la ubicación geográfica, fijar la fecha y hora, cambiar el nivel de ampliación. y ajustar otras opciones de visión. Algunas de las funciones de <acronym>DCOP</acronym> no tienen sentido en modo no gráfico (como por ejemplo <function>waitForKey()</function>); si estas funciones aparecen al interpretar el guión, se ignoran. </para>
+<para>Como alternativa a tener que ejecutar un guión <acronym>DCOP</acronym> de &kstars;, proporcionaremos un argumento para especificar un archivo alternativo <filename>kstarsrc</filename> de configuración, en una versión futura de &kstars;. </para>
 
 </chapter>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ecliptic.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ecliptic.docbook
index b669fa135b7..1fc9c94bc71 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ecliptic.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ecliptic.docbook
@@ -1,46 +1,11 @@
 <sect1 id="ai-ecliptic">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->John</firstname
-> <surname
->Cirillo</surname
-> </author>
+<author><firstname>John</firstname> <surname>Cirillo</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->La eclíptica</title>
-<para
->La eclíptica es un <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> imaginario en la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
-> a lo largo del cual el Sol parece desplazarse a lo largo del año. Por supuesto, en realidad es la órbita de la Tierra alrededor del Sol la que provoca el aparente cambio de dirección del Sol. La eclíptica está inclinada con respecto al <link linkend="ai-cequator"
->ecuador celeste</link
-> 23,5 grados. Los dos puntos donde la eclíptica corta el ecuador celeste son conocidos como <link linkend="ai-equinox"
->equinoccios</link
->. </para
-><para
->Como nuestro sistema solar es relativamente plano, las órbitas de los planetas están también cercanas al plano de la eclíptica. Además, las constelaciones del zodiaco están colocadas a lo largo de la eclíptica. Esto convierte a la eclíptica en una línea de referencia muy útil para cualquiera que desee localizar los planetas o las constelaciones del zodiaco, ya que todas ellas literalmente <quote
->siguen al Sol</quote
->. </para
-><para
->La <firstterm
->elevación</firstterm
-> de la eclíptica sobre el horizonte cambia durante el curso del año, debido a inclinación de 23,5 grados respecto del eje de rotación de la Tierra. Esto es lo que provoca las estaciones. Cuando la eclíptica (y por tanto el Sol) está muy por encima del horizonte, los días son más largos, y estamos en verano. Cuando la eclíptica está más baja, estamos en invierno. </para>
+<title>La eclíptica</title>
+<para>La eclíptica es un <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> imaginario en la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link> a lo largo del cual el Sol parece desplazarse a lo largo del año. Por supuesto, en realidad es la órbita de la Tierra alrededor del Sol la que provoca el aparente cambio de dirección del Sol. La eclíptica está inclinada con respecto al <link linkend="ai-cequator">ecuador celeste</link> 23,5 grados. Los dos puntos donde la eclíptica corta el ecuador celeste son conocidos como <link linkend="ai-equinox">equinoccios</link>. </para><para>Como nuestro sistema solar es relativamente plano, las órbitas de los planetas están también cercanas al plano de la eclíptica. Además, las constelaciones del zodiaco están colocadas a lo largo de la eclíptica. Esto convierte a la eclíptica en una línea de referencia muy útil para cualquiera que desee localizar los planetas o las constelaciones del zodiaco, ya que todas ellas literalmente <quote>siguen al Sol</quote>. </para><para>La <firstterm>elevación</firstterm> de la eclíptica sobre el horizonte cambia durante el curso del año, debido a inclinación de 23,5 grados respecto del eje de rotación de la Tierra. Esto es lo que provoca las estaciones. Cuando la eclíptica (y por tanto el Sol) está muy por encima del horizonte, los días son más largos, y estamos en verano. Cuando la eclíptica está más baja, estamos en invierno. </para>
 <tip>
-<para
->Ejercicios:</para>
-<para
->Abra la ventana <guilabel
->Opciones de vista</guilabel
-> y active las coordenadas horizontales, con la opción de mostrar el suelo opaco. Abra la ventana <guilabel
->Establecer tiempo</guilabel
-> (<keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->S</keycap
-></keycombo
->), y cambie la fecha a algún punto de mediados de verano, y la hora a las doce del mediodía. De vuelta en la ventana principal, apunte hacia el horizonte sur (pulse <keycap
->S</keycap
->). Fijese en la altura del sol sobre el horizonte al mediodía en verano. Ahora, cambie la fecha a algún punto de mediados de invierno (pero mantenga la hora en las doce del mediodía). El sol está ahora mucho más bajo en el cielo. </para>
+<para>Ejercicios:</para>
+<para>Abra la ventana <guilabel>Opciones de vista</guilabel> y active las coordenadas horizontales, con la opción de mostrar el suelo opaco. Abra la ventana <guilabel>Establecer tiempo</guilabel> (<keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>S</keycap></keycombo>), y cambie la fecha a algún punto de mediados de verano, y la hora a las doce del mediodía. De vuelta en la ventana principal, apunte hacia el horizonte sur (pulse <keycap>S</keycap>). Fijese en la altura del sol sobre el horizonte al mediodía en verano. Ahora, cambie la fecha a algún punto de mediados de invierno (pero mantenga la hora en las doce del mediodía). El sol está ahora mucho más bajo en el cielo. </para>
 </tip>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook
index 35230397a13..d7b15952232 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/ellipticalgalaxies.docbook
@@ -1,96 +1,49 @@
 <sect1 id="ai-ellipgal">
 <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
->Galaxias elípticas</title>
-<indexterm
-><primary
->Galaxias elípticas</primary>
+<title>Galaxias elípticas</title>
+<indexterm><primary>Galaxias elípticas</primary>
 </indexterm>
 
-<para
->La galaxias elípticas son concentraciones esferoidales de estrellas que se parecen a los cúmulos globulares, aunque a gran escala. Tiene muy poca estructura interna; la densidad de las estrellas va descenciendo suavemente desde el centro hasta los bordes, y pueden tener una gran variedad de elipticidades (o relaciones de proporción). Típicamente contiene muy poco gas y polvo interestelar, y carecen de poblaciones de estrellas jóvenes (aunque existen excepciones a estas reglas). Edwin Hubble se refirió a las galaxias elípticas como las galaxias <quote
->de tipo temprano</quote
->, porque pensó que evolucionarían para convertirse en galaxias espirales (a las que llamaba <quote
->de tipo tardío</quote
->). Los astrónomos en realidad piensan que el caso es al revés (&ie;, que las galaxias espirales pueden convertirse en galaxias elípticas), pero los nombres de tipo temprano y tipo tardío utilizados por Hubble aún permanecen vigentes. </para>
+<para>La galaxias elípticas son concentraciones esferoidales de estrellas que se parecen a los cúmulos globulares, aunque a gran escala. Tiene muy poca estructura interna; la densidad de las estrellas va descenciendo suavemente desde el centro hasta los bordes, y pueden tener una gran variedad de elipticidades (o relaciones de proporción). Típicamente contiene muy poco gas y polvo interestelar, y carecen de poblaciones de estrellas jóvenes (aunque existen excepciones a estas reglas). Edwin Hubble se refirió a las galaxias elípticas como las galaxias <quote>de tipo temprano</quote>, porque pensó que evolucionarían para convertirse en galaxias espirales (a las que llamaba <quote>de tipo tardío</quote>). Los astrónomos en realidad piensan que el caso es al revés (&ie;, que las galaxias espirales pueden convertirse en galaxias elípticas), pero los nombres de tipo temprano y tipo tardío utilizados por Hubble aún permanecen vigentes. </para>
 
-<para
->Aunque alguna vez se pensara que era un tipo de galaxia sencillo, hoy se sabe que las galaxias elípticas son objetos bastante complejos. Parte de su complejidad se debe a su apasionante historia: se cree que las galaxias elípticas son el producto final de la unión de dos galaxias espirales. Puede ver una película MPEG de una simulación de ese tipo de unión en <ulink url="http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/2002/11/vid/v0211d3.mpg"
-> this NASA HST webpage</ulink
-> (advertencia: el archivo ocupa 3,4 MB). </para>
+<para>Aunque alguna vez se pensara que era un tipo de galaxia sencillo, hoy se sabe que las galaxias elípticas son objetos bastante complejos. Parte de su complejidad se debe a su apasionante historia: se cree que las galaxias elípticas son el producto final de la unión de dos galaxias espirales. Puede ver una película MPEG de una simulación de ese tipo de unión en <ulink url="http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/2002/11/vid/v0211d3.mpg"> this NASA HST webpage</ulink> (advertencia: el archivo ocupa 3,4 MB). </para>
 
-<para
->La galaxias elípticas tienen un amplio rango de tamaños y luminosidades, desde las elípticas gigantes, de cientos de años luz de tamaño y casi un billón de veces más brillantes que el sol, hasta las elípticas enanas, tan solo un poco más brillantes que un cúmulo globular medio. Se dividen en varias categorías morfológicas: </para>
+<para>La galaxias elípticas tienen un amplio rango de tamaños y luminosidades, desde las elípticas gigantes, de cientos de años luz de tamaño y casi un billón de veces más brillantes que el sol, hasta las elípticas enanas, tan solo un poco más brillantes que un cúmulo globular medio. Se dividen en varias categorías morfológicas: </para>
 
 <variablelist>
 <varlistentry>
-<term
->Galaxias cD:</term>
-<listitem
-><para
->Objetos inmensos y brillantes que pueden medir cerca de 1 Megaparsec (3 millones de años luz) de ancho. Estos titanes sólo se encuentran cerca del centro de grandes cúmulos de galaxias, y son casi con total seguridad el resultado de la unión de varias galaxias.</para
-></listitem>
+<term>Galaxias cD:</term>
+<listitem><para>Objetos inmensos y brillantes que pueden medir cerca de 1 Megaparsec (3 millones de años luz) de ancho. Estos titanes sólo se encuentran cerca del centro de grandes cúmulos de galaxias, y son casi con total seguridad el resultado de la unión de varias galaxias.</para></listitem>
 </varlistentry>
 
 <varlistentry>
-<term
->Galaxias elípticas normales</term>
-<listitem
-><para
->Objetos condensados con un brillo superficial en el centro relativamente alto. Incluyen las elípticas gigantes (gE), las elípticas de luminosidad intermedia (E) y las elípticas compactas.</para
-></listitem>
+<term>Galaxias elípticas normales</term>
+<listitem><para>Objetos condensados con un brillo superficial en el centro relativamente alto. Incluyen las elípticas gigantes (gE), las elípticas de luminosidad intermedia (E) y las elípticas compactas.</para></listitem>
 </varlistentry>
 
 <varlistentry>
-<term
->Galaxias elípticas enanas (dE)</term>
-<listitem
-><para
->Esta clase de galaxias es fundamentalmente diferente de las elípticas normales. Su diámetro está en el orden de 1 a 10 kiloparsecs, con un brillo superficial mucho menor que el de las elípticas normales, con una presencia mucho más difusa. Muestran la misma disminución gradual característica, con una densidad de estrellas relativamente alta en el núcleo y una periferia más difusa.</para
-></listitem>
+<term>Galaxias elípticas enanas (dE)</term>
+<listitem><para>Esta clase de galaxias es fundamentalmente diferente de las elípticas normales. Su diámetro está en el orden de 1 a 10 kiloparsecs, con un brillo superficial mucho menor que el de las elípticas normales, con una presencia mucho más difusa. Muestran la misma disminución gradual característica, con una densidad de estrellas relativamente alta en el núcleo y una periferia más difusa.</para></listitem>
 </varlistentry>
 
 <varlistentry>
-<term
->Galaxias esferoidales enanas (dSph)</term>
-<listitem
-><para
->De luminosidad extremadamente baja, también de brillo superficial bajo, tan solo se han observado algunas en las cercanías de la Vía Láctea, y posiblemente en algún otro grupo de galaxias muy cercano, como el grupo Leo. Sus magnitudes absolutas van tan solo de -8 a -15. La galaxia esferoidal enana Draco tiene una magnitud absoluta de -8,6, convirtiéndola en más débil que los cúmulos globulares promedios de la Vía Láctea. </para
-></listitem>
+<term>Galaxias esferoidales enanas (dSph)</term>
+<listitem><para>De luminosidad extremadamente baja, también de brillo superficial bajo, tan solo se han observado algunas en las cercanías de la Vía Láctea, y posiblemente en algún otro grupo de galaxias muy cercano, como el grupo Leo. Sus magnitudes absolutas van tan solo de -8 a -15. La galaxia esferoidal enana Draco tiene una magnitud absoluta de -8,6, convirtiéndola en más débil que los cúmulos globulares promedios de la Vía Láctea. </para></listitem>
 </varlistentry>
 
 <varlistentry>
-<term
->Galaxias enanas compactas azules (BCD)</term>
+<term>Galaxias enanas compactas azules (BCD)</term>
 <listitem>
-<para
-> Pequeñas galaxias que son extrañamente azules. Tienen colores fotométricos de B-V = de 0,0 a 0,30 magnitudes, lo que es típico de las estrellas relativamente jóvenes del <firstterm
->tipo espectral</firstterm
-> A. Esto sugiere que las BCD están formando estrellas en la actualidad. Estos sistemas también tienen una abundante cantidad de gas interestelar (a diferencia de otras galaxias elípticas). </para
-></listitem>
+<para> Pequeñas galaxias que son extrañamente azules. Tienen colores fotométricos de B-V = de 0,0 a 0,30 magnitudes, lo que es típico de las estrellas relativamente jóvenes del <firstterm>tipo espectral</firstterm> A. Esto sugiere que las BCD están formando estrellas en la actualidad. Estos sistemas también tienen una abundante cantidad de gas interestelar (a diferencia de otras galaxias elípticas). </para></listitem>
 </varlistentry>
 </variablelist>
 
 <tip>
-<para
->Puede ver ejemplos de galaxias elípticas en &kstars;, utilizando la ventana de búsqueda de objetos (<keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->F</keycap
-></keycombo
->). Busque NGC 4881, que es la galaxia cD gigante del cúmulo de Coma. M 86 en una galaxia elíptica normal del cúmulo de Virgo. M 32 es una elíptica enana que es satélite de nuestra vecina, la galaxia Andrómeda (M 31). M 110 es otra vecina de M 31, que está en el límite de las galaxias esferoidales enanas (<quote
->en el límite</quote
-> porque es más brillante que la mayorías de las esferoidales enanas). </para>
+<para>Puede ver ejemplos de galaxias elípticas en &kstars;, utilizando la ventana de búsqueda de objetos (<keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>F</keycap></keycombo>). Busque NGC 4881, que es la galaxia cD gigante del cúmulo de Coma. M 86 en una galaxia elíptica normal del cúmulo de Virgo. M 32 es una elíptica enana que es satélite de nuestra vecina, la galaxia Andrómeda (M 31). M 110 es otra vecina de M 31, que está en el límite de las galaxias esferoidales enanas (<quote>en el límite</quote> porque es más brillante que la mayorías de las esferoidales enanas). </para>
 </tip>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/equinox.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/equinox.docbook
index 9d90d521d40..def4e1babad 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/equinox.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/equinox.docbook
@@ -1,42 +1,9 @@
 <sect1 id="ai-equinox">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Los equinocios</title>
-<indexterm
-><primary
->Equinocios</primary>
-<seealso
->Ecuador celeste</seealso
-> <seealso
->Eclíptica</seealso
-> </indexterm>
-<para
->La mayoría de la gente conoce los equinocios de primavera y otoño como fechas del calendario, que marcan respectivamete el principio de la primavera y el otoño del hemisferio norte. ¿Sabía que los equinocios son además posiciones en el cielo? </para
-><para
->El <link linkend="ai-cequator"
->ecuador celeste</link
-> y la <link linkend="ai-ecliptic"
->eclíptica</link
-> son dos <link linkend="ai-greatcircle"
->círculos mayores</link
-> de la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
->, con un ángulo de 23,5 grados. Los dos puntos donde intersectan se denominan <firstterm
->equinocios</firstterm
->. El <firstterm
->equinocio de primavera</firstterm
-> tiene coordenadas AR=0,0 horas, Dec=0,0 grados. El <firstterm
->equinocio de Otoño</firstterm
-> tiene coordenadas AR=12,0 horas, Dec=0,0 grados. </para
-><para
->Los equinocios son importantes para marcar las estaciones. Como están en la <link linkend="ai-ecliptic"
->eclíptica</link
->, el Sol pasa a través de cada uno de ellos una vez al año. Cuando el Sol pasa por el equinocio Vernal (normalmente el 21 de marzo), cruza el ecuador celeste de sur a norte, indicando el final del invierno en el hemisferio norte. De forma similar, cuando el Sol pasa por el equinocio de Otoño (normalmente el 21 de septiembre), cruza el ecuador celeste de norte a sur, marcando el final del invierno en el hemisferio sur. </para>
+<title>Los equinocios</title>
+<indexterm><primary>Equinocios</primary>
+<seealso>Ecuador celeste</seealso> <seealso>Eclíptica</seealso> </indexterm>
+<para>La mayoría de la gente conoce los equinocios de primavera y otoño como fechas del calendario, que marcan respectivamete el principio de la primavera y el otoño del hemisferio norte. ¿Sabía que los equinocios son además posiciones en el cielo? </para><para>El <link linkend="ai-cequator">ecuador celeste</link> y la <link linkend="ai-ecliptic">eclíptica</link> son dos <link linkend="ai-greatcircle">círculos mayores</link> de la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link>, con un ángulo de 23,5 grados. Los dos puntos donde intersectan se denominan <firstterm>equinocios</firstterm>. El <firstterm>equinocio de primavera</firstterm> tiene coordenadas AR=0,0 horas, Dec=0,0 grados. El <firstterm>equinocio de Otoño</firstterm> tiene coordenadas AR=12,0 horas, Dec=0,0 grados. </para><para>Los equinocios son importantes para marcar las estaciones. Como están en la <link linkend="ai-ecliptic">eclíptica</link>, el Sol pasa a través de cada uno de ellos una vez al año. Cuando el Sol pasa por el equinocio Vernal (normalmente el 21 de marzo), cruza el ecuador celeste de sur a norte, indicando el final del invierno en el hemisferio norte. De forma similar, cuando el Sol pasa por el equinocio de Otoño (normalmente el 21 de septiembre), cruza el ecuador celeste de norte a sur, marcando el final del invierno en el hemisferio sur. </para>
 </sect1>
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/faq.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/faq.docbook
@@ -1,6 +1,5 @@
 <chapter id="faq">
-<title
->Preguntas y respuestas</title>
+<title>Preguntas y respuestas</title>
 
 &reporting.bugs;
 &updating.documentation;
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 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Qué es el icono de &kstars;?</para>
+<para>¿Qué es el icono de &kstars;?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> El <guiicon
->icono de &kstars;</guiicon
-> es un sextante, un telescopio de mano que utilizaban los navegantes en la gobernación de los barcos cuando las estrellas resultaban importantes para ellos. Reconociendo cuidadosamente la posición de las estrellas, el navegante podía establecer de forma bastante aproximada la <link linkend="ai-geocoords"
->longitud y latitud</link
-> del barco. </para>
+<para> El <guiicon>icono de &kstars;</guiicon> es un sextante, un telescopio de mano que utilizaban los navegantes en la gobernación de los barcos cuando las estrellas resultaban importantes para ellos. Reconociendo cuidadosamente la posición de las estrellas, el navegante podía establecer de forma bastante aproximada la <link linkend="ai-geocoords">longitud y latitud</link> del barco. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Qué significan los diferentes símbolos de los objetos del cielo profundo?</para>
+<para>¿Qué significan los diferentes símbolos de los objetos del cielo profundo?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> El símbolo indica el tipo de objeto: <itemizedlist
-> <listitem
-><para
->círculo punteado: Cúmulo abierto</para
-></listitem
-> <listitem
-><para
->círculo cruzado: cúmulo globular</para
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->cuadrado: nebulosa gaseosa</para
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->diamante: resto de supernova</para
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->círculo con líneas externas: nebulosa planetaria</para
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-> <listitem
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->elipse: galaxia</para
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-> </itemizedlist
-> </para>
+<para> El símbolo indica el tipo de objeto: <itemizedlist> <listitem><para>círculo punteado: Cúmulo abierto</para></listitem> <listitem><para>círculo cruzado: cúmulo globular</para></listitem> <listitem><para>cuadrado: nebulosa gaseosa</para></listitem> <listitem><para>diamante: resto de supernova</para></listitem> <listitem><para>círculo con líneas externas: nebulosa planetaria</para></listitem> <listitem><para>elipse: galaxia</para></listitem> </itemizedlist> </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Qué significan los diferentes colores de los objetos del cielo profundo?</para>
+<para>¿Qué significan los diferentes colores de los objetos del cielo profundo?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> Fundamentalmente los diferentes colores indican a qué catálogo pertenece el objeto (Messier, NGC o IC). Sin embargo, algunos objetos tienen un color diferente, lo que indica que hay imágenes adicionales disponibles en el <link linkend="popup-menu"
->menú emergente</link
-> (el color predeterminado de los <quote
->extras</quote
-> es el rojo). </para>
+<para> Fundamentalmente los diferentes colores indican a qué catálogo pertenece el objeto (Messier, NGC o IC). Sin embargo, algunos objetos tienen un color diferente, lo que indica que hay imágenes adicionales disponibles en el <link linkend="popup-menu">menú emergente</link> (el color predeterminado de los <quote>extras</quote> es el rojo). </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
-> ¿Por qué hay muchas más ciudades de los EE.UU. que de otros paises? ¿Es una conspiración? </para>
+<para> ¿Por qué hay muchas más ciudades de los EE.UU. que de otros paises? ¿Es una conspiración? </para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> Puede ser una conspiración, pero &kstars; no está involucrado. No hemos conseguido encontrar bases de datos de longitudes y latitudes que cubran todo el mundo de forma equitativa. Estamos trabajando en añadir más ciudades de fuera de los EE.UU. a la base de datos. Ya hemos recibido listas de ciudades de usuarios de Noruega, Italia y Corea. Si usted puede contribuir en este esfuerzo,  por favor háganoslo saber. </para>
+<para> Puede ser una conspiración, pero &kstars; no está involucrado. No hemos conseguido encontrar bases de datos de longitudes y latitudes que cubran todo el mundo de forma equitativa. Estamos trabajando en añadir más ciudades de fuera de los EE.UU. a la base de datos. Ya hemos recibido listas de ciudades de usuarios de Noruega, Italia y Corea. Si usted puede contribuir en este esfuerzo,  por favor háganoslo saber. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->Por qué no se puede mostrar el suelo al utilizar coordenadas equatoriales</para>
+<para>Por qué no se puede mostrar el suelo al utilizar coordenadas equatoriales</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> La respuesta corta, se trata de una limitación temporal. Hay un problema con la construcción del polígono relleno que representa el suelo en el modo ecuatorial. Sin embargo, no tiene mucho sentido dibujar el suelo en coordenadas ecuatoriales, motivo por el cual este problema tiene una prioridad baja. </para>
+<para> La respuesta corta, se trata de una limitación temporal. Hay un problema con la construcción del polígono relleno que representa el suelo en el modo ecuatorial. Sin embargo, no tiene mucho sentido dibujar el suelo en coordenadas ecuatoriales, motivo por el cual este problema tiene una prioridad baja. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
-> ¿Por qué las estrella débiles y los objetos del cielo profundo que no son Messier desaparecen al desplazar la imagen? </para>
+<para> ¿Por qué las estrella débiles y los objetos del cielo profundo que no son Messier desaparecen al desplazar la imagen? </para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> Al actualizar la posición central de la imagen, &kstars; debe recalcular las coordenadas de los pixels de todos los objetos de la base de datos, lo que implica fuertes cálculos trigonométricos. Al desplazar la imagen (ya sea con las teclas de cursor o arrastrándo con el ratón), la imagen se vuelve lenta e imprecisa, ya que el ordenador no puede realizar todas las operaciones que se le piden. Al excluir muchos de los objetos, el ordenador puede estar a la altura y el desplazamiento es más rápido y suave. Puede desactivar esta opción en la ventana de opciones de vista, o incluso personalizar los objetos que serán ocultados. </para>
+<para> Al actualizar la posición central de la imagen, &kstars; debe recalcular las coordenadas de los pixels de todos los objetos de la base de datos, lo que implica fuertes cálculos trigonométricos. Al desplazar la imagen (ya sea con las teclas de cursor o arrastrándo con el ratón), la imagen se vuelve lenta e imprecisa, ya que el ordenador no puede realizar todas las operaciones que se le piden. Al excluir muchos de los objetos, el ordenador puede estar a la altura y el desplazamiento es más rápido y suave. Puede desactivar esta opción en la ventana de opciones de vista, o incluso personalizar los objetos que serán ocultados. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->No entiendo alguns de los términos utilizados en &kstars;. ¿Dónde puede aprender más sobre astronomía general?</para>
+<para>No entiendo alguns de los términos utilizados en &kstars;. ¿Dónde puede aprender más sobre astronomía general?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> El manual de &kstars; incluyen el <link linkend="astroinfo"
->Proyecto AstroInfo</link
->, una serie de artículos cortos y entrelazados sobre temas astronómicos que se pueden explorar e ilustrar con &kstars;. AstroInfo es un esfuerzo de la comunidad, como GNUpedia o Everything2. Si quiere colaborar con AstroInfo, únase a nuestra lista de correo: <email
->kstars-info@lists.sourceforge.net</email
->. </para>
+<para> El manual de &kstars; incluyen el <link linkend="astroinfo">Proyecto AstroInfo</link>, una serie de artículos cortos y entrelazados sobre temas astronómicos que se pueden explorar e ilustrar con &kstars;. AstroInfo es un esfuerzo de la comunidad, como GNUpedia o Everything2. Si quiere colaborar con AstroInfo, únase a nuestra lista de correo: <email>kstars-info@lists.sourceforge.net</email>. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Qué precisión tiene &kstars;?</para>
+<para>¿Qué precisión tiene &kstars;?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> &kstars; es bastante preciso, pero (aún) no todo lo que podría ser. El problema de los cálculos de gran precisión es que hay que tratar con muchos factores muy complicados. Si usted no es un astrónomo profesional, es probable que nunca tenga problemas con esta precisión. Hay dos casos en los que puede ser más notable: los eclipses y las horas del orto y el ocaso. Como se comenta más adelante, la posición de la luna es extremadamente dificil de predecir con precisión, así que en este momento no se puede utilizar &kstars; para predecir eclipses. </para>
-<para
-> Esta es una lista de algunos de los factores más complicados que limitan la precisión del programa: <itemizedlist
-> <listitem
-> <para
-> Las posiciones de los planetas sólo son precisas en fechas que no difieran más de 4.000 años de la época actual. Las posiciones de los planetas se calculan utilizando un análisis tipo Fourier de sus órbitas, en función de lo que se ha observado en los siglos pasados. Aprendimos en el colegio que los planetas siguen orbítas elípticas sencillas alrededor del Sol, pero esto no es del todo cierto. Lo sería si sólo hubiese un planeta en el sistema Solar, y si el Sol y el planeta fueran objetos puntuales. En la realidad, los planetas están constantemente atrayéndose unos a otros, perturbando ligeramente sus órbitas, además los efectos de marea introducien bamboleos precesionales. De hecho, análisis recientes sugieren que las órbitas de los planetas podrían incluso no ser estables a largo plazo (millones de años). Como regla general, se puede esperar que la posición de un planeta tenga una desviación de unos pocos segundos de arco entre los años -2.000 y 6.000. </para
-><para
-> Plutón resulta ser una excepción; su posición es quizá diez veces menos precisa que la de los otros planetas. Aun así, en fechas cercanas a la época actual, se puede asumir que su precisión está alrededor de un segundo de arco. </para
-><para
->  </para
-><para
-> Los objetos con peor precisión en el programa son los cometas y los asteroides. Utilizamos un model orbital muy sencillo que no incluye la perturbación por parte de terceros. Por lo tanto, sólo es posible configuar en sus posiciones en fechas muy cercanas a la época actual. Incluso para fechas actuales, se puede esperar una desviación en los cuerpos pequeños del orden de 10 segundos de arco o más. </para
-><para
-> El tema de las fechas muy lejanas es de momento un poco estúpido, ya que la clase QDate que utilizamos para almacenar las fechas, no permite trabajar en momentos anteriores a octubre de 1.752 (cuando se adoptó el calendario gregoriano que utilizamos en la actualidad; consulte el artículo sobre <link linkend="ai-leapyear"
->años bisiestos</link
->). Sin embargo, se pueden introducir fechas del futuro hasta aproximadamente el año 8.000. Nos gustaría implementar nuestra propia clase de fecha para permitir el trabajo con fechas más lejanas en el pasado. </para
-> </listitem
-> </itemizedlist
-> </para>
+<para> &kstars; es bastante preciso, pero (aún) no todo lo que podría ser. El problema de los cálculos de gran precisión es que hay que tratar con muchos factores muy complicados. Si usted no es un astrónomo profesional, es probable que nunca tenga problemas con esta precisión. Hay dos casos en los que puede ser más notable: los eclipses y las horas del orto y el ocaso. Como se comenta más adelante, la posición de la luna es extremadamente dificil de predecir con precisión, así que en este momento no se puede utilizar &kstars; para predecir eclipses. </para>
+<para> Esta es una lista de algunos de los factores más complicados que limitan la precisión del programa: <itemizedlist> <listitem> <para> Las posiciones de los planetas sólo son precisas en fechas que no difieran más de 4.000 años de la época actual. Las posiciones de los planetas se calculan utilizando un análisis tipo Fourier de sus órbitas, en función de lo que se ha observado en los siglos pasados. Aprendimos en el colegio que los planetas siguen orbítas elípticas sencillas alrededor del Sol, pero esto no es del todo cierto. Lo sería si sólo hubiese un planeta en el sistema Solar, y si el Sol y el planeta fueran objetos puntuales. En la realidad, los planetas están constantemente atrayéndose unos a otros, perturbando ligeramente sus órbitas, además los efectos de marea introducien bamboleos precesionales. De hecho, análisis recientes sugieren que las órbitas de los planetas podrían incluso no ser estables a largo plazo (millones de años). Como regla general, se puede esperar que la posición de un planeta tenga una desviación de unos pocos segundos de arco entre los años -2.000 y 6.000. </para><para> Plutón resulta ser una excepción; su posición es quizá diez veces menos precisa que la de los otros planetas. Aun así, en fechas cercanas a la época actual, se puede asumir que su precisión está alrededor de un segundo de arco. </para><para>  </para><para> Los objetos con peor precisión en el programa son los cometas y los asteroides. Utilizamos un model orbital muy sencillo que no incluye la perturbación por parte de terceros. Por lo tanto, sólo es posible configuar en sus posiciones en fechas muy cercanas a la época actual. Incluso para fechas actuales, se puede esperar una desviación en los cuerpos pequeños del orden de 10 segundos de arco o más. </para><para> El tema de las fechas muy lejanas es de momento un poco estúpido, ya que la clase QDate que utilizamos para almacenar las fechas, no permite trabajar en momentos anteriores a octubre de 1.752 (cuando se adoptó el calendario gregoriano que utilizamos en la actualidad; consulte el artículo sobre <link linkend="ai-leapyear">años bisiestos</link>). Sin embargo, se pueden introducir fechas del futuro hasta aproximadamente el año 8.000. Nos gustaría implementar nuestra propia clase de fecha para permitir el trabajo con fechas más lejanas en el pasado. </para> </listitem> </itemizedlist> </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Puedo contribuir en versiones futuras de &kstars;?</para>
+<para>¿Puedo contribuir en versiones futuras de &kstars;?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-> ¡Por supuesto! Preséntese en nuestra lista de correo: <email
->kstars-devel@lists.sourceforge.net</email
->. Si desea ayudar con la programación, descargue la última versión <ulink url="http://edu.kde.org/kstars/cvs.html"
->CVS</ulink
-> del código y sumérjase en él. Encontrará varios archivos de ayuda (README) con explicaciones sobre los subsistemas del código. Si necesita ideas para comenzar a trabajar, consulte el archivo TODO. Puede enviar parches a kstars-devel, y puede consultar cualquier duda que pueda tener sobre el código con total libertad. </para
-><para
-> Si prefiere no programar, siempre puede ayudarnos con las traducciones, la documentación, artículos de AstroInfo, enlaces URL, informes de fallos y sugerencias. </para>
+<para> ¡Por supuesto! Preséntese en nuestra lista de correo: <email>kstars-devel@lists.sourceforge.net</email>. Si desea ayudar con la programación, descargue la última versión <ulink url="http://edu.kde.org/kstars/cvs.html">CVS</ulink> del código y sumérjase en él. Encontrará varios archivos de ayuda (README) con explicaciones sobre los subsistemas del código. Si necesita ideas para comenzar a trabajar, consulte el archivo TODO. Puede enviar parches a kstars-devel, y puede consultar cualquier duda que pueda tener sobre el código con total libertad. </para><para> Si prefiere no programar, siempre puede ayudarnos con las traducciones, la documentación, artículos de AstroInfo, enlaces URL, informes de fallos y sugerencias. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/flux.docbook
@@ -2,70 +2,38 @@
 
 <sect1info>
 
-<author
-><firstname
->Jasem</firstname
-> <surname
->Mutlaq</surname
-> <affiliation
-><address
-> <email
->mutlaqja@ku.edu</email>
-</address
-></affiliation>
+<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address> <email>mutlaqja@ku.edu</email>
+</address></affiliation>
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-<title
->Flujo</title>
-<indexterm
-><primary
->Flujo</primary>
-<seealso
->Luminosidad</seealso>
+<title>Flujo</title>
+<indexterm><primary>Flujo</primary>
+<seealso>Luminosidad</seealso>
 </indexterm>
 
-<para
->Se llama <firstterm
->flujo</firstterm
-> a la cantidad de energía que atraviesa la unidad de área por segundo. </para>
+<para>Se llama <firstterm>flujo</firstterm> a la cantidad de energía que atraviesa la unidad de área por segundo. </para>
 
-<para
->Los astrónomos utilizan el flujo para denotar el brillo aparente de un cuerpo celeste. El brillo aparente se define como la cantidad de luz recibida desde una estrella fuera de la atmósfera terrestre y que atraviesa una superficia de área uno por segundo. Por tanto el brillo aparente es el flujo recibido de una estrella. </para>
+<para>Los astrónomos utilizan el flujo para denotar el brillo aparente de un cuerpo celeste. El brillo aparente se define como la cantidad de luz recibida desde una estrella fuera de la atmósfera terrestre y que atraviesa una superficia de área uno por segundo. Por tanto el brillo aparente es el flujo recibido de una estrella. </para>
 
-<para
->El flujo mide el <emphasis
->ritmo de paso</emphasis
-> de energía a través de cada cm^2 (o unidad de área) de la superficie de un objeto cada segundo. El flujo detectado depende de la distancia desde la fuente que radia la energía. Esto es así porque la energía se dispersa en un volumen antes de llegar hasta nosotros. Supongamos un globo imaginario que envuelve una estrella. Cada punto en la superficie del globo representa una unidad de energía emitida por la estrella. Al principio los puntos en un área de 1 cm^2 están muy próximos entre sí y el flujo (energía emitida por centímetro cuadrado y por segundo) es alto. Si inflamos el globo a una distancia d, el volumen y el área superficial del globo aumentan haciendo que los puntos se <emphasis
->separen</emphasis
-> unos de otros. Por tanto el número de puntos (o energía) en un cm^2 decrece como se puede observar en la figura 1. </para>
+<para>El flujo mide el <emphasis>ritmo de paso</emphasis> de energía a través de cada cm^2 (o unidad de área) de la superficie de un objeto cada segundo. El flujo detectado depende de la distancia desde la fuente que radia la energía. Esto es así porque la energía se dispersa en un volumen antes de llegar hasta nosotros. Supongamos un globo imaginario que envuelve una estrella. Cada punto en la superficie del globo representa una unidad de energía emitida por la estrella. Al principio los puntos en un área de 1 cm^2 están muy próximos entre sí y el flujo (energía emitida por centímetro cuadrado y por segundo) es alto. Si inflamos el globo a una distancia d, el volumen y el área superficial del globo aumentan haciendo que los puntos se <emphasis>separen</emphasis> unos de otros. Por tanto el número de puntos (o energía) en un cm^2 decrece como se puede observar en la figura 1. </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
 <imagedata fileref="flux.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
-<caption
-><para
-><phrase
->Figura 1</phrase
-></para
-></caption>
+<caption><para><phrase>Figura 1</phrase></para></caption>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->El flujo es inversamente proporcional a la distancia de acuerdo con la relación r^2, donde r es la distancia. Por tanto si la distancia se duplica, recibiremos 1/2^2 o 1/4 del flujo original. Estrictamente  hablando, el flujo es la <link linkend="ai-luminosity"
->luminosidad</link
-> por unidad de área: <mediaobject
-> <imageobject>
+<para>El flujo es inversamente proporcional a la distancia de acuerdo con la relación r^2, donde r es la distancia. Por tanto si la distancia se duplica, recibiremos 1/2^2 o 1/4 del flujo original. Estrictamente  hablando, el flujo es la <link linkend="ai-luminosity">luminosidad</link> por unidad de área: <mediaobject> <imageobject>
 <imagedata fileref="flux1.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
-<para
->donde (4 * PI * R^2) es el área de una esfera (o un globo) de radio R. El flujo se mide en Watios/m^2 o en Ergios/s/cm^2 como suelen hacer los astrónomos. Por ejemplo la luminosidad del Sol es L = 3.90 * 10^26 W. Es decir, en un segundo el Sol radia  3.90 * 10^26 julios de energía hacia el espacio. Por tanto el flujo que recibimos y pasa por centímetro cuadrado desde el Sol a una distancia de UA (1.496 * 10^13 cm) es: </para>
+<para>donde (4 * PI * R^2) es el área de una esfera (o un globo) de radio R. El flujo se mide en Watios/m^2 o en Ergios/s/cm^2 como suelen hacer los astrónomos. Por ejemplo la luminosidad del Sol es L = 3.90 * 10^26 W. Es decir, en un segundo el Sol radia  3.90 * 10^26 julios de energía hacia el espacio. Por tanto el flujo que recibimos y pasa por centímetro cuadrado desde el Sol a una distancia de UA (1.496 * 10^13 cm) es: </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/geocoords.docbook
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@@ -1,66 +1,15 @@
 <sect1 id="ai-geocoords">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
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->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
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-<title
->Coordenadas geográficas</title>
-<indexterm
-><primary
->Sistema de coordenadas geográficas</primary
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Longitud</primary
-><see
->Sistema de coordenadas geográficas</see
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Latitud</primary
-><see
->Sistema de coordenadas geográficas</see
-></indexterm>
-<para
->Las posiciones en la Tierra se pueden especificar utilizando un sistema de coordenadas esférico. El sistema de coordenadas geográfico (<quote
->mapa de la Tierra</quote
->) está alineado con los ejes de rotación de la Tierra. Define dos ángulos desde el centro de la Tierra. Uno de los ángulos se llama <firstterm
->latitud</firstterm
->, y mide el ángulo entre cualquier punto y el ecuador. El otro ángulo, llamado <firstterm
->longitud</firstterm
->, mide el ángulo <emphasis
->a lo largo</emphasis
-> del ecuador desde un punto cualquiera de la Tierra (Greenwich, en Inglaterra, está aceptado como el punto de ángulo 0 en la mayoría de las sociedades modernas). </para
-><para
->Combinando estos dos ángulos, se puede definir cualquier lugar de la Tierra. Por ejemplo, Baltimore, en Maryland (EE.UU.), tiene una latitud de 39,3 grados norte, y una longitud de 76,6 grados oeste. Así pues, un vector dibujado desde el centro de la Tierra hasta un punto a 39,3 grados por encima del ecuador, y 76,6 grados al oeste de Greenwich (Inglaterra) pasará por Baltimore. </para
-><para
->El ecuador es, obviamente, una parte importante de este sistema de coordenadas, ya que representa el <emphasis
->punto cero</emphasis
-> del ángulo de latitud, y está a medio camino entre los polos. El ecuador es el <firstterm
->plano fundamental</firstterm
-> del sistema de coordenadas geográfico. <link linkend="ai-skycoords"
->Todos los sistemas de coordenadas esféricos</link
-> definen un plano fundamental de este tipo. </para
-><para
->Las líneas de latitud constante se denominan <firstterm
->paralelos</firstterm
->. Trazan círculos en las superficie de la Tierra, pero el único paralelo que es un <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> es el ecuador (latitud = 0 grados). Las líneas de longitud constante se denominan <firstterm
->meridianos</firstterm
->. El meridiano que pasa por Greenwich es el <firstterm
->primer meridiano</firstterm
-> (longitud = 0 grados). A diferencia de los paralelos, todos los meridianos son círculos mayores, y además no son paralelos: se intersectan en los polos norte y sur. </para>
+<title>Coordenadas geográficas</title>
+<indexterm><primary>Sistema de coordenadas geográficas</primary></indexterm>
+<indexterm><primary>Longitud</primary><see>Sistema de coordenadas geográficas</see></indexterm>
+<indexterm><primary>Latitud</primary><see>Sistema de coordenadas geográficas</see></indexterm>
+<para>Las posiciones en la Tierra se pueden especificar utilizando un sistema de coordenadas esférico. El sistema de coordenadas geográfico (<quote>mapa de la Tierra</quote>) está alineado con los ejes de rotación de la Tierra. Define dos ángulos desde el centro de la Tierra. Uno de los ángulos se llama <firstterm>latitud</firstterm>, y mide el ángulo entre cualquier punto y el ecuador. El otro ángulo, llamado <firstterm>longitud</firstterm>, mide el ángulo <emphasis>a lo largo</emphasis> del ecuador desde un punto cualquiera de la Tierra (Greenwich, en Inglaterra, está aceptado como el punto de ángulo 0 en la mayoría de las sociedades modernas). </para><para>Combinando estos dos ángulos, se puede definir cualquier lugar de la Tierra. Por ejemplo, Baltimore, en Maryland (EE.UU.), tiene una latitud de 39,3 grados norte, y una longitud de 76,6 grados oeste. Así pues, un vector dibujado desde el centro de la Tierra hasta un punto a 39,3 grados por encima del ecuador, y 76,6 grados al oeste de Greenwich (Inglaterra) pasará por Baltimore. </para><para>El ecuador es, obviamente, una parte importante de este sistema de coordenadas, ya que representa el <emphasis>punto cero</emphasis> del ángulo de latitud, y está a medio camino entre los polos. El ecuador es el <firstterm>plano fundamental</firstterm> del sistema de coordenadas geográfico. <link linkend="ai-skycoords">Todos los sistemas de coordenadas esféricos</link> definen un plano fundamental de este tipo. </para><para>Las líneas de latitud constante se denominan <firstterm>paralelos</firstterm>. Trazan círculos en las superficie de la Tierra, pero el único paralelo que es un <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> es el ecuador (latitud = 0 grados). Las líneas de longitud constante se denominan <firstterm>meridianos</firstterm>. El meridiano que pasa por Greenwich es el <firstterm>primer meridiano</firstterm> (longitud = 0 grados). A diferencia de los paralelos, todos los meridianos son círculos mayores, y además no son paralelos: se intersectan en los polos norte y sur. </para>
 <tip>
-<para
->Ejercicio:</para>
-<para
->¿Cuál es la longitud del polo norte? Su latitud es 90 grados norte. </para>
-<para
->Es una pregunta engañosa. La longitud no tiene sentido en el polo norte (y tampoco en el polo sur). Tiene todas las longitudes al mismo tiempo. </para>
+<para>Ejercicio:</para>
+<para>¿Cuál es la longitud del polo norte? Su latitud es 90 grados norte. </para>
+<para>Es una pregunta engañosa. La longitud no tiene sentido en el polo norte (y tampoco en el polo sur). Tiene todas las longitudes al mismo tiempo. </para>
 </tip>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/greatcircle.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/greatcircle.docbook
index 74eca29b69d..49e44cf60a6 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/greatcircle.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/greatcircle.docbook
@@ -1,32 +1,10 @@
 <sect1 id="ai-greatcircle">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Círculos mayores</title>
-<indexterm
-><primary
->Círculos mayores</primary>
-<seealso
->Esfera celeste</seealso>
+<title>Círculos mayores</title>
+<indexterm><primary>Círculos mayores</primary>
+<seealso>Esfera celeste</seealso>
 </indexterm>
-<para
->Considere una esfera, como la Tierra, o la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
->. La intersección de cualquier plano con la esfera resultará en un círculo en la superficie de la esfera. Si el plano contiene el centro de la esfera, el círculo de la intersección es un <firstterm
->círculo mayor</firstterm
->. Los círculos mayores son los círculos más grandes que se pueden dibujar en una esfera. Además, el camino más corto entre dos puntos cualesquiera de una esfera pasa siempre por el círculo mayor. </para
-><para
->Algunos ejemplos de círculos mayores en la esfera celeste son: el <link linkend="ai-horizon"
->horizonte</link
->, el <link linkend="ai-cequator"
->ecuador celeste</link
-> y la <link linkend="ai-ecliptic"
->eclíptica</link
->. </para>
+<para>Considere una esfera, como la Tierra, o la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link>. La intersección de cualquier plano con la esfera resultará en un círculo en la superficie de la esfera. Si el plano contiene el centro de la esfera, el círculo de la intersección es un <firstterm>círculo mayor</firstterm>. Los círculos mayores son los círculos más grandes que se pueden dibujar en una esfera. Además, el camino más corto entre dos puntos cualesquiera de una esfera pasa siempre por el círculo mayor. </para><para>Algunos ejemplos de círculos mayores en la esfera celeste son: el <link linkend="ai-horizon">horizonte</link>, el <link linkend="ai-cequator">ecuador celeste</link> y la <link linkend="ai-ecliptic">eclíptica</link>. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/horizon.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/horizon.docbook
index 9763e512a6a..13c28a66ab4 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/horizon.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/horizon.docbook
@@ -1,30 +1,10 @@
 <sect1 id="ai-horizon">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->El horizonte</title>
-<indexterm
-><primary
->Horizonte</primary>
-<seealso
->Coordenadas horizontales</seealso>
+<title>El horizonte</title>
+<indexterm><primary>Horizonte</primary>
+<seealso>Coordenadas horizontales</seealso>
 </indexterm>
-<para
->El <firstterm
->horizonte</firstterm
-> es la línea que separa la Tierra del cielo. Para más precisión, es la línea que divide todas las direcciones a las que pueda mirar en dos categorías: las que intersectan con la Tierra y las que no. En muchos lugares, el horizonte permanece oculto por árboles, edificios, montañas, etc. Sin embargo, desde un barco en el mar, el horizonte es perfectamente visible. </para
-><para
->El horizonte es un <firstterm
->plano fundamental</firstterm
-> del <link linkend="horizontal"
->sistema de coordenadas horizontal</link
->. En otras palabras, es el conjunto de puntos que tienen una <firstterm
->elevación</firstterm
-> de cero grados. </para>
+<para>El <firstterm>horizonte</firstterm> es la línea que separa la Tierra del cielo. Para más precisión, es la línea que divide todas las direcciones a las que pueda mirar en dos categorías: las que intersectan con la Tierra y las que no. En muchos lugares, el horizonte permanece oculto por árboles, edificios, montañas, etc. Sin embargo, desde un barco en el mar, el horizonte es perfectamente visible. </para><para>El horizonte es un <firstterm>plano fundamental</firstterm> del <link linkend="horizontal">sistema de coordenadas horizontal</link>. En otras palabras, es el conjunto de puntos que tienen una <firstterm>elevación</firstterm> de cero grados. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/hourangle.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/hourangle.docbook
index 0c616b81b46..346150df114 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/hourangle.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/hourangle.docbook
@@ -1,46 +1,9 @@
 <sect1 id="ai-hourangle">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Angulo horario</title>
-<indexterm
-><primary
->Angulo horario</primary>
-<seealso
->Meridiano local</seealso
-> <seealso
->Tiempo sidereo</seealso
-> </indexterm>
-<para
->Como se explica en el artículo de <link linkend="ai-sidereal"
->tiempo sidereo</link
->, la <firstterm
->ascensión directa</firstterm
-> de un objeto indica el tiempo sidereo en el que cruzará su <link linkend="ai-meridian"
->meridiano local</link
->. El <firstterm
->ángulo horario</firstterm
-> de un objeto se define como la diferencia entre el tiempo sidereo local actual y la ascensión recta del objeto: </para
-><para
-><abbrev
->AH</abbrev
-><subscript
->obj</subscript
-> = <abbrev
->TSL</abbrev
-> - <abbrev
->AR</abbrev
-><subscript
->obj</subscript
-> </para
-><para
->Por lo tanto, el ángulo horario de un objeto indica cuanto tiempo sidereo ha pasado desde que el objeto estaba en el meridiano local. Es además la distancia angular entre el objeto y el meridiano, medida en horas (1 hora = 15 grados). Por ejemplo, si un objeto tiene un ángulo horario de 2,5 horas, ha transitado por el meridiano local hace 2,5 horas, por lo que ahora está a 37,5 grados al oeste del meridiano. Los ángulos horarios negativos indican la ahora hasta que se produzca el <emphasis
->siguiente</emphasis
-> tránsito por el meridiano local. Desde luego, un ángulo horario de cero significa que el objeto está en ese momento en el meridiano local. </para>
+<title>Angulo horario</title>
+<indexterm><primary>Angulo horario</primary>
+<seealso>Meridiano local</seealso> <seealso>Tiempo sidereo</seealso> </indexterm>
+<para>Como se explica en el artículo de <link linkend="ai-sidereal">tiempo sidereo</link>, la <firstterm>ascensión directa</firstterm> de un objeto indica el tiempo sidereo en el que cruzará su <link linkend="ai-meridian">meridiano local</link>. El <firstterm>ángulo horario</firstterm> de un objeto se define como la diferencia entre el tiempo sidereo local actual y la ascensión recta del objeto: </para><para><abbrev>AH</abbrev><subscript>obj</subscript> = <abbrev>TSL</abbrev> - <abbrev>AR</abbrev><subscript>obj</subscript> </para><para>Por lo tanto, el ángulo horario de un objeto indica cuanto tiempo sidereo ha pasado desde que el objeto estaba en el meridiano local. Es además la distancia angular entre el objeto y el meridiano, medida en horas (1 hora = 15 grados). Por ejemplo, si un objeto tiene un ángulo horario de 2,5 horas, ha transitado por el meridiano local hace 2,5 horas, por lo que ahora está a 37,5 grados al oeste del meridiano. Los ángulos horarios negativos indican la ahora hasta que se produzca el <emphasis>siguiente</emphasis> tránsito por el meridiano local. Desde luego, un ángulo horario de cero significa que el objeto está en ese momento en el meridiano local. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/install.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/install.docbook
index b5ea0347622..5d452e8bd48 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/install.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/install.docbook
@@ -1,137 +1,35 @@
 <appendix id="installation">
-<title
->Instalación</title>
+<title>Instalación</title>
 
 <sect1 id="getting-kstars">
-<title
->Cómo obtener &kstars;</title>
-<para
-> &kstars; se distribuye con &kde; como parte del módulo tdeedu de "Entretenimiento educativo". </para>
-<para
-> En alguna ocasión también hemos hecho lanzamientos independientes. Estos lanzamientos independientes están disponibles en formato .tar.gz en la siguiente página web: <ulink url="http://prdownloads.sourceforge.net/kstars/"
->http://prdownloads.sourceforge.net/kstars/</ulink
-> </para>
-<para
-> Los lanzamientos independientes se anuncian a través de la lista de correo <email
->kstars-announce@lists.sourceforge.net</email
->. Además también se anuncian en la <ulink url="http://edu.kde.org/kstars"
->página web de &kstars;</ulink
->, <ulink url="http://apps.kde.com/uk/0/info/id/1050"
->apps.kde.com</ulink
->, y <ulink url="http://freshmeat.net/projects/kstars"
->freshmeat.net</ulink
->. </para>
-<para
-> &kstars; está disponible junto con muchas distribuciones de Linux/BSD, incluyendo Redhat, Suse y Mandrake. Algunas distribuciones cuentan con &kstars; como aplicación independiente, y otras incluyen el paquete tdeedu, del que &kstars; ya forma parte. </para
-><para
-> Si desea obtener la última versión de desarrollo del CVS de &kstars;, por favor siga <ulink url="http://edu.kde.org/kstars/cvs.html"
->estas instrucciones</ulink
->. </para>
+<title>Cómo obtener &kstars;</title>
+<para> &kstars; se distribuye con &kde; como parte del módulo tdeedu de "Entretenimiento educativo". </para>
+<para> En alguna ocasión también hemos hecho lanzamientos independientes. Estos lanzamientos independientes están disponibles en formato .tar.gz en la siguiente página web: <ulink url="http://prdownloads.sourceforge.net/kstars/">http://prdownloads.sourceforge.net/kstars/</ulink> </para>
+<para> Los lanzamientos independientes se anuncian a través de la lista de correo <email>kstars-announce@lists.sourceforge.net</email>. Además también se anuncian en la <ulink url="http://edu.kde.org/kstars">página web de &kstars;</ulink>, <ulink url="http://apps.kde.com/uk/0/info/id/1050">apps.kde.com</ulink>, y <ulink url="http://freshmeat.net/projects/kstars">freshmeat.net</ulink>. </para>
+<para> &kstars; está disponible junto con muchas distribuciones de Linux/BSD, incluyendo Redhat, Suse y Mandrake. Algunas distribuciones cuentan con &kstars; como aplicación independiente, y otras incluyen el paquete tdeedu, del que &kstars; ya forma parte. </para><para> Si desea obtener la última versión de desarrollo del CVS de &kstars;, por favor siga <ulink url="http://edu.kde.org/kstars/cvs.html">estas instrucciones</ulink>. </para>
 </sect1>
 
 <sect1 id="requirements">
-<title
->Requisitos</title>
-<para
-> Para que &kstars; funcione correctamente, necesita &kde; 
->=3.0 y &Qt;
->=3.0. A partir de la versión 1.0, deja de soportarse &kde; 2.x. </para>
-<para
-> Para compilar &kstars; deberá tener instalados los siguientes paquetes: <itemizedlist
-> <listitem
-><para
->tdelibs-devel</para
-></listitem
-> <listitem
-><para
-></para
-></listitem
-> <listitem
-><para
->zlib-devel</para
-></listitem
-> <listitem
-><para
-></para
-></listitem
-> <listitem
-><para
-></para
-></listitem
-> <listitem
-><para
-></para
-></listitem
-> <listitem
-><para
->autoconf (
->=2.5)</para
-></listitem
-> </itemizedlist
-></para>
+<title>Requisitos</title>
+<para> Para que &kstars; funcione correctamente, necesita &kde; >=3.0 y &Qt;>=3.0. A partir de la versión 1.0, deja de soportarse &kde; 2.x. </para>
+<para> Para compilar &kstars; deberá tener instalados los siguientes paquetes: <itemizedlist> <listitem><para>tdelibs-devel</para></listitem> <listitem><para></para></listitem> <listitem><para>zlib-devel</para></listitem> <listitem><para></para></listitem> <listitem><para></para></listitem> <listitem><para></para></listitem> <listitem><para>autoconf (>=2.5)</para></listitem> </itemizedlist></para>
 
-<para
->  </para
-> 
+<para>  </para> 
 </sect1>
 
 <sect1 id="compilation">
-<title
->Compilación e instalación</title>
+<title>Compilación e instalación</title>
 
-<para
-> Para compilar e instalar &kstars; en su sistema, introduzca lo siguiente en el directorio base del código fuente de &kstars;: <screen width="40">
-<prompt
->%</prompt
-> <userinput
->./configure --prefix=$TDEDIR</userinput>
-<prompt
->%</prompt
-> <userinput
->make</userinput>
-<prompt
->%</prompt
-> <userinput
->make install</userinput>
-</screen
-> </para
-><para
-> Por favor, no olvide el argumento prefix al ejecutar configure. Si la variable de entorno <envar
->TDEDIR</envar
-> no está establecida, estableza el argumento prefix al directorio en el que esté instalado &kde;. Normalmente será <filename class="directory"
->/usr</filename
->, <filename class="directory"
->/opt/kde</filename
->, o <filename class="directory"
->/opt/kde3</filename
->. Además, asegúrese de que el último paso lo hace como <systemitem class="username"
->root</systemitem
->. </para
-><para
-> &kstars; utiliza <command
->autoconf</command
-> y <command
->automake</command
->, así que no debería tener problemas para compilarlo. Si los tuviese, por favor informe de ellos en la lista de correo de &kstars; <email
->kstars-devel@lists.sourceforge.net</email
->. </para>
+<para> Para compilar e instalar &kstars; en su sistema, introduzca lo siguiente en el directorio base del código fuente de &kstars;: <screen width="40">
+<prompt>%</prompt> <userinput>./configure --prefix=$TDEDIR</userinput>
+<prompt>%</prompt> <userinput>make</userinput>
+<prompt>%</prompt> <userinput>make install</userinput>
+</screen> </para><para> Por favor, no olvide el argumento prefix al ejecutar configure. Si la variable de entorno <envar>TDEDIR</envar> no está establecida, estableza el argumento prefix al directorio en el que esté instalado &kde;. Normalmente será <filename class="directory">/usr</filename>, <filename class="directory">/opt/kde</filename>, o <filename class="directory">/opt/kde3</filename>. Además, asegúrese de que el último paso lo hace como <systemitem class="username">root</systemitem>. </para><para> &kstars; utiliza <command>autoconf</command> y <command>automake</command>, así que no debería tener problemas para compilarlo. Si los tuviese, por favor informe de ellos en la lista de correo de &kstars; <email>kstars-devel@lists.sourceforge.net</email>. </para>
 </sect1>
 
 <sect1 id="configuration">
-<title
->Configuración</title>
-<para
-> En este punto, no hay opciones de configuración o requisitos especiales. Si &kstars; informa que de faltan archivos de datos, acceda al sistema como <systemitem class="username"
->root</systemitem
-> y copie manualmente los archivos de <filename class="directory"
->kstars/data/</filename
-> en <filename class="directory"
->$(TDEDIR)/apps/kstars/</filename
-> (si usted no tiene privilegios de <systemitem class="username"
->root</systemitem
->, cópielos a <filename class="directory"
->~/.trinity/share/apps/kstars/.</filename
->). </para>
+<title>Configuración</title>
+<para> En este punto, no hay opciones de configuración o requisitos especiales. Si &kstars; informa que de faltan archivos de datos, acceda al sistema como <systemitem class="username">root</systemitem> y copie manualmente los archivos de <filename class="directory">kstars/data/</filename> en <filename class="directory">$(TDEDIR)/apps/kstars/</filename> (si usted no tiene privilegios de <systemitem class="username">root</systemitem>, cópielos a <filename class="directory">~/.trinity/share/apps/kstars/.</filename>). </para>
 </sect1>
 </appendix>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/jmoons.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/jmoons.docbook
index 1b022133b40..7fbd3836698 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/jmoons.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/jmoons.docbook
@@ -1,39 +1,20 @@
 <sect1 id="tool-jmoons">
-<title
->Herramienta de lunas de Júpiter</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Herramienta de las lunas de Júpiter</secondary>
+<title>Herramienta de lunas de Júpiter</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Herramienta de las lunas de Júpiter</secondary>
 </indexterm>
 
 <screenshot>
-<screeninfo
->La herramienta de las lunas de Júpiter </screeninfo>
+<screeninfo>La herramienta de las lunas de Júpiter </screeninfo>
 <mediaobject>
   <imageobject>
     <imagedata fileref="jmoons.png" format="PNG"/>
   </imageobject>
   <textobject>
-    <phrase
->Herramienta de las lunas de Júpiter</phrase>
+    <phrase>Herramienta de las lunas de Júpiter</phrase>
   </textobject>
 </mediaobject>
 </screenshot>
 
-<para
->Esta herramienta muestra la posición de las cuatro lunas más grandes de Júpiter (Io, Europa, Ganímedes y Calisto) respecto de Júpiter, en función del tiempo. El tiempo se representa verticalmente, siendo las unidades días y correspondiendo <quote
->tiempo=0,0</quote
-> al tiempo simulado actual. El eje horizontal muestra el desplazamiento angular de la posición de Júpiter en minutos de arco. El desplazamiento se mide a lo largo de la dirección del ecuador de Júpiter. Cada posición de las lunas en función del tiempo deja una traza sinusoidal en el dibujo, que representa la órbita lunar alrededor de Júpiter. Cada traza se dibuja con un color diferente para distinguirla de las otras, las etiquetas de los nombres en la parte superior de la ventana indican el color utilizado para cada luna. </para
-><para
->El dibujo se puede manipular desde el teclado. El eje temporal se puede expandir o comprimir utilizando las teclas <keycap
->+</keycap
-> y <keycap
->-</keycap
->. El tiempo mostrado en el centro de la ventana puede modificarse con las teclas <keycap
->[</keycap
-> y <keycap
->]</keycap
->. </para>
+<para>Esta herramienta muestra la posición de las cuatro lunas más grandes de Júpiter (Io, Europa, Ganímedes y Calisto) respecto de Júpiter, en función del tiempo. El tiempo se representa verticalmente, siendo las unidades días y correspondiendo <quote>tiempo=0,0</quote> al tiempo simulado actual. El eje horizontal muestra el desplazamiento angular de la posición de Júpiter en minutos de arco. El desplazamiento se mide a lo largo de la dirección del ecuador de Júpiter. Cada posición de las lunas en función del tiempo deja una traza sinusoidal en el dibujo, que representa la órbita lunar alrededor de Júpiter. Cada traza se dibuja con un color diferente para distinguirla de las otras, las etiquetas de los nombres en la parte superior de la ventana indican el color utilizado para cada luna. </para><para>El dibujo se puede manipular desde el teclado. El eje temporal se puede expandir o comprimir utilizando las teclas <keycap>+</keycap> y <keycap>-</keycap>. El tiempo mostrado en el centro de la ventana puede modificarse con las teclas <keycap>[</keycap> y <keycap>]</keycap>. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/julianday.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/julianday.docbook
index 6681176cb1a..04844ad10a7 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/julianday.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/julianday.docbook
@@ -1,78 +1,9 @@
 <sect1 id="ai-julianday">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->John</firstname
-> <surname
->Cirillo</surname
-> </author>
+<author><firstname>John</firstname> <surname>Cirillo</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Día juliano</title>
-<indexterm
-><primary
->Día juliano</primary>
+<title>Día juliano</title>
+<indexterm><primary>Día juliano</primary>
 </indexterm>
-<para
->El calendario juliano es un método para identificar el día actual a través de la cuenta del número de días que han pasado desde una fecha pasada y arbitraria. El número de días se llama <firstterm
->día juliano</firstterm
->, abreviado como <abbrev
->DJ</abbrev
->. El origen, <abbrev
->DJ=0</abbrev
->, es el 1 de enero de 4713 A.C. (o 1 de enero de -4712, ya que no hubo año 0). Los días julianos son muy útiles porque hacen que sea muy sencillo determinar el número de días entre dos eventos, sólo con restar los números de sus días julianos. Hacer ese cálculo con el calendario normal (gregoriano) es muy difícil, ya que los días se agrupan en meses, que contienen un número variable de días, complicado además por la presencia de los <link linkend="ai-leapyear"
->años bisiestos</link
->. </para
-><para
->La conversión entre el calendario normal (gregoriano) y los días julianos y viceversa, es mejor que sea realizada por un programa escrito concretamente para ello, como el que proporciona &kstars; <link linkend="tool-calculator"
->Calculadora astronómica</link
->. Sin embargo, para quien pueda estar interesado, este es un ejemplo sencillo de conversión entre los calendarios gregoriano y juliano: </para
-><para
-><abbrev
->DJ</abbrev
-> = <abbrev
->D</abbrev
-> - 32075 + 1461*( <abbrev
->Y</abbrev
-> + 4800 + ( <abbrev
->M</abbrev
-> - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*( <abbrev
->M</abbrev
-> - 2 - ( <abbrev
->M</abbrev
-> - 14 ) / 12 * 12 ) / 12 - 3*( ( <abbrev
->Y</abbrev
-> + 4900 + ( <abbrev
->M</abbrev
-> - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4 </para
-><para
->donde <abbrev
->D</abbrev
-> es el día (1-31), <abbrev
->M</abbrev
-> es el mes (1-12) y <abbrev
->A</abbrev
-> es el año (1801-2099). Tenga en cuenta que esta fórmula sólo funciona entre los años 1801 y 2099. Otras fechas anteriores requieren transformaciones más complicadas. </para
-><para
->Un día juliano de ejemplo es: <abbrev
->DJ</abbrev
-> 2440588, que corresponde al 1 de enero de 1970. </para
-><para
->Los días julianos también sirven para indicar la hora, expresándose esta como una fracción de un día entero, siendo las 12 del mediodía el punto cero. Así, las tres de la tarde del 1 de enero de 1970 es <abbrev
->DJ</abbrev
-> 2440588,125 (ya que las tres de la tarde son tres horas después de mediodía, y 3/24 = 0,125 días). Tenga en cuenta que el día juliano viene siempre determinado por el <link linkend="ai-utime"
->tiempo universal</link
-> y no por el local. </para
-><para
->Los astrónomos utilizan ciertos días julianos como puntos de referencia importantes, llamados <firstterm
->épocas</firstterm
->. Una de las épocas más utilizadas se llama J2000, y es el día juliano correspondiente al 1 de enero de 2000, a las 12 del mediodía = <abbrev
->DJ</abbrev
-> 2451545,0. </para
-><para
->En Internet hay mucha más información disponible sobre los días julianos. Un buen lugar para comenzar es el <ulink url="http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/JD_Formula.html"
->U.S. Naval Observatory</ulink
->. Si dicho servidor no es encuentra disponible cuando usted lea esto, introduzca <quote
->julian day</quote
-> en su buscador favorito. </para>
+<para>El calendario juliano es un método para identificar el día actual a través de la cuenta del número de días que han pasado desde una fecha pasada y arbitraria. El número de días se llama <firstterm>día juliano</firstterm>, abreviado como <abbrev>DJ</abbrev>. El origen, <abbrev>DJ=0</abbrev>, es el 1 de enero de 4713 A.C. (o 1 de enero de -4712, ya que no hubo año 0). Los días julianos son muy útiles porque hacen que sea muy sencillo determinar el número de días entre dos eventos, sólo con restar los números de sus días julianos. Hacer ese cálculo con el calendario normal (gregoriano) es muy difícil, ya que los días se agrupan en meses, que contienen un número variable de días, complicado además por la presencia de los <link linkend="ai-leapyear">años bisiestos</link>. </para><para>La conversión entre el calendario normal (gregoriano) y los días julianos y viceversa, es mejor que sea realizada por un programa escrito concretamente para ello, como el que proporciona &kstars; <link linkend="tool-calculator">Calculadora astronómica</link>. Sin embargo, para quien pueda estar interesado, este es un ejemplo sencillo de conversión entre los calendarios gregoriano y juliano: </para><para><abbrev>DJ</abbrev> = <abbrev>D</abbrev> - 32075 + 1461*( <abbrev>Y</abbrev> + 4800 + ( <abbrev>M</abbrev> - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*( <abbrev>M</abbrev> - 2 - ( <abbrev>M</abbrev> - 14 ) / 12 * 12 ) / 12 - 3*( ( <abbrev>Y</abbrev> + 4900 + ( <abbrev>M</abbrev> - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4 </para><para>donde <abbrev>D</abbrev> es el día (1-31), <abbrev>M</abbrev> es el mes (1-12) y <abbrev>A</abbrev> es el año (1801-2099). Tenga en cuenta que esta fórmula sólo funciona entre los años 1801 y 2099. Otras fechas anteriores requieren transformaciones más complicadas. </para><para>Un día juliano de ejemplo es: <abbrev>DJ</abbrev> 2440588, que corresponde al 1 de enero de 1970. </para><para>Los días julianos también sirven para indicar la hora, expresándose esta como una fracción de un día entero, siendo las 12 del mediodía el punto cero. Así, las tres de la tarde del 1 de enero de 1970 es <abbrev>DJ</abbrev> 2440588,125 (ya que las tres de la tarde son tres horas después de mediodía, y 3/24 = 0,125 días). Tenga en cuenta que el día juliano viene siempre determinado por el <link linkend="ai-utime">tiempo universal</link> y no por el local. </para><para>Los astrónomos utilizan ciertos días julianos como puntos de referencia importantes, llamados <firstterm>épocas</firstterm>. Una de las épocas más utilizadas se llama J2000, y es el día juliano correspondiente al 1 de enero de 2000, a las 12 del mediodía = <abbrev>DJ</abbrev> 2451545,0. </para><para>En Internet hay mucha más información disponible sobre los días julianos. Un buen lugar para comenzar es el <ulink url="http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/JD_Formula.html">U.S. Naval Observatory</ulink>. Si dicho servidor no es encuentra disponible cuando usted lea esto, introduzca <quote>julian day</quote> en su buscador favorito. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/leapyear.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/leapyear.docbook
index 494439435e5..8a9b0b32130 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/leapyear.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/leapyear.docbook
@@ -1,56 +1,12 @@
 <sect1 id="ai-leapyear">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
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-<title
->Años bisiestos</title>
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->Años bisiestos</primary>
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-<para
->La Tierra tiene dos componentes de movimiento principales. El primero es el giro en su eje rotacional; un giro completo tarda un <firstterm
->día</firstterm
-> en completarse. El segundo, es la órbita alrededor del Sol; una rotación orbital tarda un <firstterm
->año</firstterm
-> en completarse. </para
-><para
->Normalmente hay 365 días en un año, según el <emphasis
->calendario</emphasis
->, pero resulta que un <emphasis
->auténtico</emphasis
-> año (es decir, una órbita completa de la Tierra alrededor del Sol, también llamado un <firstterm
->año tropical</firstterm
->) es un poco más largo que los 365 días. En otras palabras, en el tiempo en que la Tierra completa un ciclo orbital, gira rotacionalmente 365,24219 veces. No se sorprenda por esto; no hay razón para pretender que los movimientos rotatorios y orbitales de la Tierra estén sincronizados. Sin embargo, esto hace que el calendario sea un poco más complicado. </para
-><para
->¿Qué ocurriría si se ignorasen las 0,24219 rotaciones adicionales al final del año, y simplemente se definiese el calendario con los 365 días? El calendario es básicamente una representación sobre el papel del progreso de la Tierra alrededor del Sol. Si ignoramos ese excedente de día al final de cada año, con el tiempo el calendario se iría retrasando con respecto a la posición de la Tierra alrededor del Sol. En unas pocas décadas, las fechas de los solsticios y los equinoccios se habrían desplazado notablemente. </para
-><para
->De hecho, en una época todos los años <emphasis
->tenían</emphasis
-> 365,0 días, y como resultado el calendario se <quote
->desplazó</quote
->. En el año 46 antes de Cristo, Julio César estableció el <firstterm
->calendario juliano</firstterm
->, que incorporaba los primeros <firstterm
->años bisiestos</firstterm
-> de la historia. Se decretó que uno de cada cuatro años tendría 366 días, de forma que la duración de un año era de 365,25 días de media. Así se resolvió básicamente el problema del desplazamiento del calendario. </para
-><para
->Sin embargo, el problema no quedaba completamente resuelto con el calendario juliano, ya que la longitud de un año tropical no es de 365,25 días, sino de 365,24219 días. De esa forma aún existe un problema de desplazamiento, lo que ocurre es que tarda más en hacerse notorio. Por lo tanto, en 1582, el papa Gregorio XIII instituyó en <firstterm
->calendario gregoriano</firstterm
->, que era más o menos igual al juliano, pero con otra variable para el ajuste del desplazamiento: los años que marcan los siglos (los que acaban en <quote
->00</quote
->) sólo son bisiestos si además son divisibles entre 400. Por tanto los años 1700, 1800 y 1900 no fueron bisiestos (aunque lo habrían sido según el calendario juliano), y el 2000 <emphasis
->sí fue</emphasis
-> un año bisiesto. Este cambio hace que la longitud media de un año sea de 365,2425 días. Y aunque aún queda un pequeño resto de desplazamiento, será de sólo 3 días cada 10.000 años. El calendario gregoriano se utiliza hoy en día como calendario normal en la mayor parte del mundo. </para>
+<para>La Tierra tiene dos componentes de movimiento principales. El primero es el giro en su eje rotacional; un giro completo tarda un <firstterm>día</firstterm> en completarse. El segundo, es la órbita alrededor del Sol; una rotación orbital tarda un <firstterm>año</firstterm> en completarse. </para><para>Normalmente hay 365 días en un año, según el <emphasis>calendario</emphasis>, pero resulta que un <emphasis>auténtico</emphasis> año (es decir, una órbita completa de la Tierra alrededor del Sol, también llamado un <firstterm>año tropical</firstterm>) es un poco más largo que los 365 días. En otras palabras, en el tiempo en que la Tierra completa un ciclo orbital, gira rotacionalmente 365,24219 veces. No se sorprenda por esto; no hay razón para pretender que los movimientos rotatorios y orbitales de la Tierra estén sincronizados. Sin embargo, esto hace que el calendario sea un poco más complicado. </para><para>¿Qué ocurriría si se ignorasen las 0,24219 rotaciones adicionales al final del año, y simplemente se definiese el calendario con los 365 días? El calendario es básicamente una representación sobre el papel del progreso de la Tierra alrededor del Sol. Si ignoramos ese excedente de día al final de cada año, con el tiempo el calendario se iría retrasando con respecto a la posición de la Tierra alrededor del Sol. En unas pocas décadas, las fechas de los solsticios y los equinoccios se habrían desplazado notablemente. </para><para>De hecho, en una época todos los años <emphasis>tenían</emphasis> 365,0 días, y como resultado el calendario se <quote>desplazó</quote>. En el año 46 antes de Cristo, Julio César estableció el <firstterm>calendario juliano</firstterm>, que incorporaba los primeros <firstterm>años bisiestos</firstterm> de la historia. Se decretó que uno de cada cuatro años tendría 366 días, de forma que la duración de un año era de 365,25 días de media. Así se resolvió básicamente el problema del desplazamiento del calendario. </para><para>Sin embargo, el problema no quedaba completamente resuelto con el calendario juliano, ya que la longitud de un año tropical no es de 365,25 días, sino de 365,24219 días. De esa forma aún existe un problema de desplazamiento, lo que ocurre es que tarda más en hacerse notorio. Por lo tanto, en 1582, el papa Gregorio XIII instituyó en <firstterm>calendario gregoriano</firstterm>, que era más o menos igual al juliano, pero con otra variable para el ajuste del desplazamiento: los años que marcan los siglos (los que acaban en <quote>00</quote>) sólo son bisiestos si además son divisibles entre 400. Por tanto los años 1700, 1800 y 1900 no fueron bisiestos (aunque lo habrían sido según el calendario juliano), y el 2000 <emphasis>sí fue</emphasis> un año bisiesto. Este cambio hace que la longitud media de un año sea de 365,2425 días. Y aunque aún queda un pequeño resto de desplazamiento, será de sólo 3 días cada 10.000 años. El calendario gregoriano se utiliza hoy en día como calendario normal en la mayor parte del mundo. </para>
 <note>
-<para
->Curiosidad: cuando el papa Gregorio instituyó el calendario gregoriano, el calendario juliano había sido utilizado durante más de 1500 años, y la fecha se había desplazado más de una semana. El papa gregorio resincronizó el calendario <emphasis
->eliminando</emphasis
-> 10 días. En 1582, el día siguiente al 4 de octubre fue el 15 de octubre. </para>
+<para>Curiosidad: cuando el papa Gregorio instituyó el calendario gregoriano, el calendario juliano había sido utilizado durante más de 1500 años, y la fecha se había desplazado más de una semana. El papa gregorio resincronizó el calendario <emphasis>eliminando</emphasis> 10 días. En 1582, el día siguiente al 4 de octubre fue el 15 de octubre. </para>
 </note>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/luminosity.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/luminosity.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/luminosity.docbook
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 <sect1info>
 
-<author
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-<title
->Luminosidad</title>
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-<para
->La <firstterm
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-> es la cantidad de energía emitida por segundo por una estrella. </para>
+<para>La <firstterm>Luminosidad</firstterm> es la cantidad de energía emitida por segundo por una estrella. </para>
 
-<para
->Todas las estrellas radian luz en un rango muy amplio de frecuencias en el espectro electromagnético, desde las ondas radio de poca energía hasta los rayos gama energéticos. Una estrella que emite fundamentalmente en la región ultravioleta del espectro produce una cantidad total de energía varias magnitudes mayor que la producida en una estrella que emite fundamentalmente en el infrarrojo. Por tanto, la luminosidad es una medida de la energía emitida por una estrella a todas las longitudes de onda. La relación entre longitud de onda y energía fue formulada por Einstein como E = h * v donde v es la frecuencia, h es la constante de  Planck y E es la energía de los fotones en Julios. Es decir, las longitudes de onda más cortas (y por tanto las frecuencias más altas) corresponden a mayores energías. </para>
+<para>Todas las estrellas radian luz en un rango muy amplio de frecuencias en el espectro electromagnético, desde las ondas radio de poca energía hasta los rayos gama energéticos. Una estrella que emite fundamentalmente en la región ultravioleta del espectro produce una cantidad total de energía varias magnitudes mayor que la producida en una estrella que emite fundamentalmente en el infrarrojo. Por tanto, la luminosidad es una medida de la energía emitida por una estrella a todas las longitudes de onda. La relación entre longitud de onda y energía fue formulada por Einstein como E = h * v donde v es la frecuencia, h es la constante de  Planck y E es la energía de los fotones en Julios. Es decir, las longitudes de onda más cortas (y por tanto las frecuencias más altas) corresponden a mayores energías. </para>
 
-<para
->Por ejemplo una longitud de onda lambda = 10 metros está situada en la región radio del espectro electromagnético y tiene una frecuencia f = c / lamba = 3 * 10^8 m/s / 10 = 30 MHz donde c es la velocidad de la luz. La energía de este fotón es E = h * v = 6.625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1.988 * 10^-26 Julios. Por otra parte, la longitud de onda de la luz visible es más corta y su frecuencia más alta. Un fotón con una longitud de onda lamba = 5 * 10^-9 metros (Un fotón verdoso) tiene una energía E = 3.975 * 10^-17 Julios que es mil millones más energético que la energía de un fotón radio. De modo similar un fotón de luz roja (longitude de onda lamba = 700 nm) tiene menos eneria que un fotón de luz violeta (longitude de onda lamba = 400 nm). </para>
+<para>Por ejemplo una longitud de onda lambda = 10 metros está situada en la región radio del espectro electromagnético y tiene una frecuencia f = c / lamba = 3 * 10^8 m/s / 10 = 30 MHz donde c es la velocidad de la luz. La energía de este fotón es E = h * v = 6.625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1.988 * 10^-26 Julios. Por otra parte, la longitud de onda de la luz visible es más corta y su frecuencia más alta. Un fotón con una longitud de onda lamba = 5 * 10^-9 metros (Un fotón verdoso) tiene una energía E = 3.975 * 10^-17 Julios que es mil millones más energético que la energía de un fotón radio. De modo similar un fotón de luz roja (longitude de onda lamba = 700 nm) tiene menos eneria que un fotón de luz violeta (longitude de onda lamba = 400 nm). </para>
 
-<para
->La luminosidad depende de la temperatura y del área. Esto tiene sentido porque un tronco ardiente radia más energía que una cerilla, aunque ambos tengan la misma temperatura. Del mismo modo, una barra de hierro calentada a 2000 grados emite más eneria que cuando está calentada a sólo 200 grados. </para>
+<para>La luminosidad depende de la temperatura y del área. Esto tiene sentido porque un tronco ardiente radia más energía que una cerilla, aunque ambos tengan la misma temperatura. Del mismo modo, una barra de hierro calentada a 2000 grados emite más eneria que cuando está calentada a sólo 200 grados. </para>
 
-<para
->La luminosidad es una cantidad fundamentel en astronomy y astrofísica.Mucho de lo que se conoce de los objetos celestes procede de analizar su luz. Esto es así porque los procesos físicos que se producen dentro de las estrellas se registran y transmiten por la luz. La luminosidad se mide en unidades de energía por segundo. Los astrónomos prefieren usar ergios/s, en lugar de watios, al cuantificar la luminosidad. </para>
+<para>La luminosidad es una cantidad fundamentel en astronomy y astrofísica.Mucho de lo que se conoce de los objetos celestes procede de analizar su luz. Esto es así porque los procesos físicos que se producen dentro de las estrellas se registran y transmiten por la luz. La luminosidad se mide en unidades de energía por segundo. Los astrónomos prefieren usar ergios/s, en lugar de watios, al cuantificar la luminosidad. </para>
 </sect1>
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@@ -1,60 +1,12 @@
 <sect1 id="ai-magnitude">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Girish</firstname
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->V</surname
-> </author>
+<author><firstname>Girish</firstname> <surname>V</surname> </author>
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-<title
->Escala de magnitud</title>
-<indexterm
-><primary
->Escala de magnitud</primary>
-<seealso
->Flujo</seealso
-> <seealso
->Colores de estrellas y temperaturas</seealso
-> </indexterm>
-<para
->Hace 2500 años, el antiguo astrónomo griego Hiparco clasificó el brillo de las estrellas visibles en una escala del 1 al 6. A las estrellas más brillantes las denominó de <quote
->primera magnitud</quote
->, y a las más débiles que pudo ver, las de <quote
->sexta magnitud</quote
->. Increiblemente, dos milenios y medio más tarde, el esquema de clasificación de Hiparco se sigue utilizando por los astrónomos, aunque desde entonces ha sido modernizado y cuantificado. </para>
-<note
-><para
->La escala de magnitud va al revés de lo esperado: las estrellas más brillantes tienen magnitudes más <emphasis
->pequeñas</emphasis
-> que las más débiles). </para>
+<title>Escala de magnitud</title>
+<indexterm><primary>Escala de magnitud</primary>
+<seealso>Flujo</seealso> <seealso>Colores de estrellas y temperaturas</seealso> </indexterm>
+<para>Hace 2500 años, el antiguo astrónomo griego Hiparco clasificó el brillo de las estrellas visibles en una escala del 1 al 6. A las estrellas más brillantes las denominó de <quote>primera magnitud</quote>, y a las más débiles que pudo ver, las de <quote>sexta magnitud</quote>. Increiblemente, dos milenios y medio más tarde, el esquema de clasificación de Hiparco se sigue utilizando por los astrónomos, aunque desde entonces ha sido modernizado y cuantificado. </para>
+<note><para>La escala de magnitud va al revés de lo esperado: las estrellas más brillantes tienen magnitudes más <emphasis>pequeñas</emphasis> que las más débiles). </para>
 </note>
-<para
->La escala de magnitud moderna es una medida cuantitativa del <firstterm
->flujo</firstterm
-> de luz que llega desde una estrella, a través de una escala logarítmica: </para
-><para
->m = m_0 - 2,5 log (F / F_0) </para
-><para
->Si no entiende las matemáticas, esta fórmula únicamente dice que la magnitud de una estrella dada (m) es diferente de la de alguna estrella estándar (m_0) por 2,5 veces el logaritmo de su relación de flujo. El factor 2,5*log significa que si la relación de flujo es 100, la diferencia en magnitudes es de 5. Así pues, una estrella de sexta magnitud es 100 veces más débil que una de primera magnitud. La razón por la que la sencilla clasificación de Hipparchus se traduce a una función relativamente compleja es que el ojo humano responde logarítmicamente a la luz. </para
-><para
->Se utiliza una variedad de escalas de magnitud, cada una de las cuales sirve para un propósito diferente. La más común es la escala de magnitud aparente; esto es, la medida del brillo de las estrellas (y otros objetos) según el ojo humano. La escala de magnitud aparente define que la estrella Vega tiene una magnitud de 0,0; y asigna magnitudes al resto de los objetos usando la ecuación anterior y una medida de la relación de flujo de cada objeto con respecto a Vega. </para
-><para
->Es difícil entender las estrellas utilizando únicamente las magnitudes aparentes. Imagine dos estrellas en el cielo con una magnitud aparente similar, es decir, que parecen ser igual de brillantes. Es imposible saber, a simple vista, si tienen el mismo brillo <emphasis
->intrínseco</emphasis
->; es posible que una de las estrellas sea intrínsecamente más brillante, pero que esté más lejos. Si conocieramos la distancia a las estrellas (vea el artículo sobre el <link linkend="ai-parallax"
->paralaje</link
->), se podría tener en cuenta la distancia y asignar <firstterm
->magnitudes absolutas</firstterm
-> que reflejarían su verdadero brillo intrínseco. La magnitud absoluta se define como la magnitud aparente que tendría la estrella si fuese observada desde una distancia de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 años luz, o 3,1 x 10^18 cm). La magnitud absoluta (M) se puede determinar a partir de la magnitud aparente (m) y la distancia en parsecs (d), utilizando la fórmula: </para
-><para
->M = m + 5 - 5 * log d (advierta que M=m cuando d=10) </para
-><para
->La escala moderna de magnitudes no está basada en el ojo humano, está basada en placas fotográficas y fotómetros fotoeléctricos. Gracias a los telescopios podemos ver objetos mucho más débiles de los que veía Hiparco a simple vista, así que la escala de magnitudes se ha extendido más allá de la sexta magnitud. De hecho, el telescopio espacial Hubble puede captar estrellas casi tan débiles como las de magnitud 30, que son un <emphasis
->billón</emphasis
-> de veces más débiles que Vega. </para
-><para
->Una nota final: la magnitud se mide normalmente a través de un filtro de color de algún tipo, y estas magnitudes se identifican por medio de la descripción del filtro (es decir, m_V es la magnitud a través de un filtro <quote
->visual</quote
-> que es verdoso; m_B es la magnitud a través un filtro azul; m_pg es una magnitud medida gracias a una placa fotográfica, etc). </para>
+<para>La escala de magnitud moderna es una medida cuantitativa del <firstterm>flujo</firstterm> de luz que llega desde una estrella, a través de una escala logarítmica: </para><para>m = m_0 - 2,5 log (F / F_0) </para><para>Si no entiende las matemáticas, esta fórmula únicamente dice que la magnitud de una estrella dada (m) es diferente de la de alguna estrella estándar (m_0) por 2,5 veces el logaritmo de su relación de flujo. El factor 2,5*log significa que si la relación de flujo es 100, la diferencia en magnitudes es de 5. Así pues, una estrella de sexta magnitud es 100 veces más débil que una de primera magnitud. La razón por la que la sencilla clasificación de Hipparchus se traduce a una función relativamente compleja es que el ojo humano responde logarítmicamente a la luz. </para><para>Se utiliza una variedad de escalas de magnitud, cada una de las cuales sirve para un propósito diferente. La más común es la escala de magnitud aparente; esto es, la medida del brillo de las estrellas (y otros objetos) según el ojo humano. La escala de magnitud aparente define que la estrella Vega tiene una magnitud de 0,0; y asigna magnitudes al resto de los objetos usando la ecuación anterior y una medida de la relación de flujo de cada objeto con respecto a Vega. </para><para>Es difícil entender las estrellas utilizando únicamente las magnitudes aparentes. Imagine dos estrellas en el cielo con una magnitud aparente similar, es decir, que parecen ser igual de brillantes. Es imposible saber, a simple vista, si tienen el mismo brillo <emphasis>intrínseco</emphasis>; es posible que una de las estrellas sea intrínsecamente más brillante, pero que esté más lejos. Si conocieramos la distancia a las estrellas (vea el artículo sobre el <link linkend="ai-parallax">paralaje</link>), se podría tener en cuenta la distancia y asignar <firstterm>magnitudes absolutas</firstterm> que reflejarían su verdadero brillo intrínseco. La magnitud absoluta se define como la magnitud aparente que tendría la estrella si fuese observada desde una distancia de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 años luz, o 3,1 x 10^18 cm). La magnitud absoluta (M) se puede determinar a partir de la magnitud aparente (m) y la distancia en parsecs (d), utilizando la fórmula: </para><para>M = m + 5 - 5 * log d (advierta que M=m cuando d=10) </para><para>La escala moderna de magnitudes no está basada en el ojo humano, está basada en placas fotográficas y fotómetros fotoeléctricos. Gracias a los telescopios podemos ver objetos mucho más débiles de los que veía Hiparco a simple vista, así que la escala de magnitudes se ha extendido más allá de la sexta magnitud. De hecho, el telescopio espacial Hubble puede captar estrellas casi tan débiles como las de magnitud 30, que son un <emphasis>billón</emphasis> de veces más débiles que Vega. </para><para>Una nota final: la magnitud se mide normalmente a través de un filtro de color de algún tipo, y estas magnitudes se identifican por medio de la descripción del filtro (es decir, m_V es la magnitud a través de un filtro <quote>visual</quote> que es verdoso; m_B es la magnitud a través un filtro azul; m_pg es una magnitud medida gracias a una placa fotográfica, etc). </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/meridian.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/meridian.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/meridian.docbook
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@@ -1,41 +1,10 @@
 <sect1 id="ai-meridian">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->El meridiano local</title>
-<indexterm
-><primary
->Meridiano local</primary>
-<seealso
->Angulo horario</seealso
-> <seealso
->Esfera celeste</seealso
-> </indexterm>
-<para
->El meridiano local es un <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> de la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
-> que es perpendicular al <link linkend="ai-horizon"
->horizonte</link
-> local. Cruza el norte del horizonte, a través del <link linkend="ai-cpoles"
->polo celeste</link
->, hasta el <link linkend="ai-zenith"
->cénit</link
->, y pasa a través del sur del horizonte. </para
-><para
->Como está fijado al horizonte local, las estrellas parecen pasar el meridiano local al rotar la Tierra. Puede utilizar la <link linkend="equatorial"
->ascensión directa</link
-> y el <link linkend="ai-sidereal"
->tiempo sidereo local</link
-> de un objeto para determinar cuando cruzará nuestro meridiano local (vea <link linkend="ai-hourangle"
->ángulo horario</link
->). </para>
+<title>El meridiano local</title>
+<indexterm><primary>Meridiano local</primary>
+<seealso>Angulo horario</seealso> <seealso>Esfera celeste</seealso> </indexterm>
+<para>El meridiano local es un <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> de la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link> que es perpendicular al <link linkend="ai-horizon">horizonte</link> local. Cruza el norte del horizonte, a través del <link linkend="ai-cpoles">polo celeste</link>, hasta el <link linkend="ai-zenith">cénit</link>, y pasa a través del sur del horizonte. </para><para>Como está fijado al horizonte local, las estrellas parecen pasar el meridiano local al rotar la Tierra. Puede utilizar la <link linkend="equatorial">ascensión directa</link> y el <link linkend="ai-sidereal">tiempo sidereo local</link> de un objeto para determinar cuando cruzará nuestro meridiano local (vea <link linkend="ai-hourangle">ángulo horario</link>). </para>
 </sect1>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/parallax.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/parallax.docbook
index 73994ceffb9..f76c0c20482 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/parallax.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/parallax.docbook
@@ -1,62 +1,13 @@
 <sect1 id="ai-parallax">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->James</firstname
-> <surname
->Lindenschmidt</surname
-> </author>
+<author><firstname>James</firstname> <surname>Lindenschmidt</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Paralaje</title>
-<indexterm
-><primary
->Paralaje</primary
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Unidad astronómica</primary
-><see
->Paralaje</see
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Parsec</primary
-><see
->Paralaje</see
-></indexterm>
- <para
-><firstterm
->Paralaje</firstterm
-> es el cambio aparente de la posición de un objeto observado producido por una variación de la posición del observador. Por ejemplo, coloque su mano delante de usted con el brazo extendido y observe un objeto que se encuentre al otro lado de la habitación y que quede detrás de su mano. Ahora mueva la cabeza hacie su hombro derecho, y ahora su mano estará situada a la izquierda del objeto. Lleve su cabeza hacia el hombro izquierdo para comprobar que en esta ocasión la mano se coloca a la derecha del objeto. </para>
- <para
->Debido a que la Tierra orbita alrededor del Sol, observamos el cielo desde una posición en constante movimiento en el espacio. Por ello, se observa un efecto de <firstterm
->paralaje anual</firstterm
->, en el que las posiciones de los objetos cercanos parecen <quote
->desplazarse</quote
-> debido a nuestro movimiento alrededor del Sol. Aunque esto ocurre así las distancias a las estrellas, incluso a las más cercanas, son tan enormes que sería necesario realizar cuidadosas observaciones telescópicas para detectarlo<footnote
-><para
->Los antiguos astrónomos griegos conocían el paralaje, pero como no podían observar un paralaje anual en la posición de las estrellas, llegaron a la conclusión de la Tierra no podía estar en movimiento alrededor del Sol. De lo que no se dieron cuenta es de que las estrellas se encuentran millones de veces más lejos que el Sol, así que el efecto de paralaje es imposible de detectar a simple vista.</para
-></footnote
->. </para>
- <para
->Los telescopios modernos permiten a los astrónomos utilizar el paralaje anual para medir las distancias de las estrellas más cercanas, por medio de la triangulación. El astrónomo mide cuidadosamente la posición de la estrella en dos fechas, separadas por seis meses. Cuanto más cerca esté la estrella del Sol, mayor será el aparente desplazamiento de su posición entre las dos fechas. </para>
- <para
->Durante el periodo de seis meses, la Tierra se mueve a lo largo de la mitad de su órbita alrededor del Sol, en ese tiempo su posición cambia 2 <firstterm
->unidades astronómicas</firstterm
-> (en abreviatura UA; 1 UA es la distancia entre la Tierra y el Sol, aproximadamente 150 millones de kilómetros). Esto parece una distancia enorme, pero incluso la estrella más cercana al Sol (Alfa Centauro) está a unos 40 <emphasis
->billones</emphasis
-> de kilómetros de distancia. Por lo tanto, el paralaje anual es muy pequeño, típicamente menor de un <firstterm
->segundo de arco</firstterm
->, que es sólo 1/3600 de un grado. Una unidad de distancia que resulta cómoda para las estrellas cercanas es el <firstterm
->parsec</firstterm
->, que sigfinica "segundo de arco de paralaje". Un parsec es la distancia a la que estaría una estrella si se la observa con un ángulo de paralaje de un segundo de arco. Equivale a 3,26 años luz, o 31 billones de kilómetros<footnote
-><para
->Los astrónomos prefieren esta unidad por lo que se han definido los <quote
->kiloparsecs</quote
-> para mediar distancias en escalas de galaxias, y los <quote
->megaparsecs</quote
-> para mediar distancias intergalácticas, aunque esas distancias son demasiado grandes como para poder observar un paralaje real. Para estas distancias son necesarios otros métodos</para
-></footnote
->. </para>
+<title>Paralaje</title>
+<indexterm><primary>Paralaje</primary></indexterm>
+<indexterm><primary>Unidad astronómica</primary><see>Paralaje</see></indexterm>
+<indexterm><primary>Parsec</primary><see>Paralaje</see></indexterm>
+ <para><firstterm>Paralaje</firstterm> es el cambio aparente de la posición de un objeto observado producido por una variación de la posición del observador. Por ejemplo, coloque su mano delante de usted con el brazo extendido y observe un objeto que se encuentre al otro lado de la habitación y que quede detrás de su mano. Ahora mueva la cabeza hacie su hombro derecho, y ahora su mano estará situada a la izquierda del objeto. Lleve su cabeza hacia el hombro izquierdo para comprobar que en esta ocasión la mano se coloca a la derecha del objeto. </para>
+ <para>Debido a que la Tierra orbita alrededor del Sol, observamos el cielo desde una posición en constante movimiento en el espacio. Por ello, se observa un efecto de <firstterm>paralaje anual</firstterm>, en el que las posiciones de los objetos cercanos parecen <quote>desplazarse</quote> debido a nuestro movimiento alrededor del Sol. Aunque esto ocurre así las distancias a las estrellas, incluso a las más cercanas, son tan enormes que sería necesario realizar cuidadosas observaciones telescópicas para detectarlo<footnote><para>Los antiguos astrónomos griegos conocían el paralaje, pero como no podían observar un paralaje anual en la posición de las estrellas, llegaron a la conclusión de la Tierra no podía estar en movimiento alrededor del Sol. De lo que no se dieron cuenta es de que las estrellas se encuentran millones de veces más lejos que el Sol, así que el efecto de paralaje es imposible de detectar a simple vista.</para></footnote>. </para>
+ <para>Los telescopios modernos permiten a los astrónomos utilizar el paralaje anual para medir las distancias de las estrellas más cercanas, por medio de la triangulación. El astrónomo mide cuidadosamente la posición de la estrella en dos fechas, separadas por seis meses. Cuanto más cerca esté la estrella del Sol, mayor será el aparente desplazamiento de su posición entre las dos fechas. </para>
+ <para>Durante el periodo de seis meses, la Tierra se mueve a lo largo de la mitad de su órbita alrededor del Sol, en ese tiempo su posición cambia 2 <firstterm>unidades astronómicas</firstterm> (en abreviatura UA; 1 UA es la distancia entre la Tierra y el Sol, aproximadamente 150 millones de kilómetros). Esto parece una distancia enorme, pero incluso la estrella más cercana al Sol (Alfa Centauro) está a unos 40 <emphasis>billones</emphasis> de kilómetros de distancia. Por lo tanto, el paralaje anual es muy pequeño, típicamente menor de un <firstterm>segundo de arco</firstterm>, que es sólo 1/3600 de un grado. Una unidad de distancia que resulta cómoda para las estrellas cercanas es el <firstterm>parsec</firstterm>, que sigfinica "segundo de arco de paralaje". Un parsec es la distancia a la que estaría una estrella si se la observa con un ángulo de paralaje de un segundo de arco. Equivale a 3,26 años luz, o 31 billones de kilómetros<footnote><para>Los astrónomos prefieren esta unidad por lo que se han definido los <quote>kiloparsecs</quote> para mediar distancias en escalas de galaxias, y los <quote>megaparsecs</quote> para mediar distancias intergalácticas, aunque esas distancias son demasiado grandes como para poder observar un paralaje real. Para estas distancias son necesarios otros métodos</para></footnote>. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/precession.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/precession.docbook
index 29d14f4c9d7..2c0a48623c2 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/precession.docbook
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@@ -1,53 +1,9 @@
 <sect1 id="ai-precession">
 <sect1info>
-<author
-> <firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author> <firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Precesión</title>
-<para
-> <firstterm
->Precesión</firstterm
-> es el cambio gradual de la dirección del eje de rotación de la Tierra. Dicho eje traza un cono, y completa un ciclo cada 26.000 años. Si alguna vez ha jugado con un trompo o una peonza, el <quote
->bámboleo</quote
-> que muestra durante el giro la parte superior se denomina precesión. </para
-><para
-> Al cambiar la dirección de los ejes de giro de la Tierra, también se desplazan los <link linkend="ai-cpoles"
->polos celestes</link
->. </para
-><para
-> Las razones de la precesión de la Tierra son complicadas. La Tierra no es una esfera perfecta, está un poco aplastado, de forma que el <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> del ecuador es más largo que un círculo mayor <quote
->meridional</quote
->, que pasa por los polos. Además, la Luna y el Sol se encuentra fuera del plano ecuatorial de la Tierra. Como resultado, la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol sobre la Tierra, producen un ligero <emphasis
->torque</emphasis
-> además de una fuerza lineal. Esta deformación es la que produce el movimiento de precesión de la Tierra. </para>
-<tip
-> <para
->Ejercicio:</para
-> <para
-> La precesión es más fácil de ver observando el <link linkend="ai-cpoles"
->polo celeste</link
->. Para hallar el polo, cambie primero a coordenadas ecuatoriales en la ventana de <guilabel
->Opciones de vista</guilabel
->, y después mantenga pulsado la <keycap
->flecha arriba</keycap
-> hasta que se detenga el desplazamiento. La declinación mostrada en el centro del <guilabel
->Panel de información</guilabel
-> deberá ser de 90 grados, y la estrella Polar debe estár cerca del centro de la pantalla. Pruebe a desplazarse con las flechas derecha e izquieda. Vea cómo el cielo parece rotar alrededor del polo. </para
-><para
-> Ahora demostraremos la precesión cambiando la fecha a un año muy lejano, y observando que la posición del polo celeste ya no está cerca de la estrella Polar. Abra la ventana <guilabel
->Establecer tiempo</guilabel
-> ( <keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->S</keycap
-></keycombo
->), y establezca la fecha en el año 8000 (de hecho, &kstars; no es capaz de trabajar con fechas mucho más lejanas, pero esta es suficiente para nuestro propósito). Tenga en cuenta que la imagen del cielo está ahora centrada en un punto entre las constelaciones Cygnus y Cepheus. Verifique que éste es en realidad el polo desplazándose a derecha e izquierda: el cielo rota entorno a este punto; en el año 8000, el polo celeste norte ya no estará cerca de la estrella Polar. </para
-> </tip>
+<title>Precesión</title>
+<para> <firstterm>Precesión</firstterm> es el cambio gradual de la dirección del eje de rotación de la Tierra. Dicho eje traza un cono, y completa un ciclo cada 26.000 años. Si alguna vez ha jugado con un trompo o una peonza, el <quote>bámboleo</quote> que muestra durante el giro la parte superior se denomina precesión. </para><para> Al cambiar la dirección de los ejes de giro de la Tierra, también se desplazan los <link linkend="ai-cpoles">polos celestes</link>. </para><para> Las razones de la precesión de la Tierra son complicadas. La Tierra no es una esfera perfecta, está un poco aplastado, de forma que el <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> del ecuador es más largo que un círculo mayor <quote>meridional</quote>, que pasa por los polos. Además, la Luna y el Sol se encuentra fuera del plano ecuatorial de la Tierra. Como resultado, la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol sobre la Tierra, producen un ligero <emphasis>torque</emphasis> además de una fuerza lineal. Esta deformación es la que produce el movimiento de precesión de la Tierra. </para>
+<tip> <para>Ejercicio:</para> <para> La precesión es más fácil de ver observando el <link linkend="ai-cpoles">polo celeste</link>. Para hallar el polo, cambie primero a coordenadas ecuatoriales en la ventana de <guilabel>Opciones de vista</guilabel>, y después mantenga pulsado la <keycap>flecha arriba</keycap> hasta que se detenga el desplazamiento. La declinación mostrada en el centro del <guilabel>Panel de información</guilabel> deberá ser de 90 grados, y la estrella Polar debe estár cerca del centro de la pantalla. Pruebe a desplazarse con las flechas derecha e izquieda. Vea cómo el cielo parece rotar alrededor del polo. </para><para> Ahora demostraremos la precesión cambiando la fecha a un año muy lejano, y observando que la posición del polo celeste ya no está cerca de la estrella Polar. Abra la ventana <guilabel>Establecer tiempo</guilabel> ( <keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>S</keycap></keycombo>), y establezca la fecha en el año 8000 (de hecho, &kstars; no es capaz de trabajar con fechas mucho más lejanas, pero esta es suficiente para nuestro propósito). Tenga en cuenta que la imagen del cielo está ahora centrada en un punto entre las constelaciones Cygnus y Cepheus. Verifique que éste es en realidad el polo desplazándose a derecha e izquierda: el cielo rota entorno a este punto; en el año 8000, el polo celeste norte ya no estará cerca de la estrella Polar. </para> </tip>
 </sect1>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/quicktour.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/quicktour.docbook
index e2b678d3bca..e6b3b1b60bc 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/quicktour.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/quicktour.docbook
@@ -1,325 +1,75 @@
 <chapter id="using-kstars">
-<title
->Una vista rápida a &kstars;</title>
+<title>Una vista rápida a &kstars;</title>
 
-<para
-> Este capítulo presenta la mayoría de las características de &kstars;, con formato de una visita guiada.</para>
+<para> Este capítulo presenta la mayoría de las características de &kstars;, con formato de una visita guiada.</para>
 
-<screenshot
-> <screeninfo
-> Esta es una instantánea de la ventana principal de &kstars;: </screeninfo
-> <mediaobject
-> <imageobject
-> <imagedata fileref="screen1.png" format="PNG"/> </imageobject
-> <textobject
-> <phrase
->Ventana principal</phrase
-> </textobject
-> </mediaobject
-> </screenshot>
+<screenshot> <screeninfo> Esta es una instantánea de la ventana principal de &kstars;: </screeninfo> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="screen1.png" format="PNG"/> </imageobject> <textobject> <phrase>Ventana principal</phrase> </textobject> </mediaobject> </screenshot>
 
-<para
-> En la imagen superior, puede ver la imagen del cielo centrada en la constelación de Orion, que está a punto de ocultarse bajo el horizonte. Las estrellas se muestran con colores realistas y brillo relativo. Las estrellas más brillantes muestran sus nombres (&eg;, Betelgeuse). M 42, la nebulosa de Orión, es visible bajo las estrellas del <quote
->cinturón</quote
-> justo por encima del horizonte. En tres esquinas de la imagen del cielo, hay tres paneles informativos mostrando la fecha y la hora local (<quote
->LT: 11:38:34 09/10/02</quote
->), las coordenadas de la posición geográfica seleccionada, (<quote
->Greenwich, Reino Unido</quote
->), y del objeto en el centro de la pantalla (<quote
->Apuntando: nada</quote
->). Sobre la imagen del cielo hay dos barras de herramientas. La barra de herramientas principal contiene accesos directos a funciones del menú, así como un incrementador de pasos temporales que controla la velocidad del reloj simulador. La barra de herramientas de vistas contiene botones que le permiten conmutar la visión de diferentes tipos de objetos del cielo. En la parte inferior de la ventana, hay una barra que muestra el nombre de cualquier objeto sobre el que pulse, y las coordenadas celestes (ascensión recta y declinación) del cursor del ratón. </para>
+<para> En la imagen superior, puede ver la imagen del cielo centrada en la constelación de Orion, que está a punto de ocultarse bajo el horizonte. Las estrellas se muestran con colores realistas y brillo relativo. Las estrellas más brillantes muestran sus nombres (&eg;, Betelgeuse). M 42, la nebulosa de Orión, es visible bajo las estrellas del <quote>cinturón</quote> justo por encima del horizonte. En tres esquinas de la imagen del cielo, hay tres paneles informativos mostrando la fecha y la hora local (<quote>LT: 11:38:34 09/10/02</quote>), las coordenadas de la posición geográfica seleccionada, (<quote>Greenwich, Reino Unido</quote>), y del objeto en el centro de la pantalla (<quote>Apuntando: nada</quote>). Sobre la imagen del cielo hay dos barras de herramientas. La barra de herramientas principal contiene accesos directos a funciones del menú, así como un incrementador de pasos temporales que controla la velocidad del reloj simulador. La barra de herramientas de vistas contiene botones que le permiten conmutar la visión de diferentes tipos de objetos del cielo. En la parte inferior de la ventana, hay una barra que muestra el nombre de cualquier objeto sobre el que pulse, y las coordenadas celestes (ascensión recta y declinación) del cursor del ratón. </para>
 
 <sect1 id="geolocation">
-<title
->¿Dónde estoy?</title>
-<para
-> Lo primero que debe hacer es establecer la posición geográfica. Por omisión, &kstars; asume que está en Greenwich, Reino Unido (lugar en el que está establecido el Royal Observatory y donde se define la longitud cero). Como lo más probable es que usted se encuentre en otro sitio, probablemente querrá cambiar esto. </para>
-<para
-> Abra la ventana <guilabel
->Establecer posición geográfica</guilabel
-> seleccionando <guimenuitem
->Configurar posición geográfica...</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Preferencias</guimenu
-> o pulsando sobre el icono del <guiicon
->Globo</guiicon
-> de la barra de herramientas, o pulsando las teclas <keycombo
-><keycap
->Ctrl</keycap
-><keycap
->g</keycap
-></keycombo
->. </para>
+<title>¿Dónde estoy?</title>
+<para> Lo primero que debe hacer es establecer la posición geográfica. Por omisión, &kstars; asume que está en Greenwich, Reino Unido (lugar en el que está establecido el Royal Observatory y donde se define la longitud cero). Como lo más probable es que usted se encuentre en otro sitio, probablemente querrá cambiar esto. </para>
+<para> Abra la ventana <guilabel>Establecer posición geográfica</guilabel> seleccionando <guimenuitem>Configurar posición geográfica...</guimenuitem> en el menú <guimenu>Preferencias</guimenu> o pulsando sobre el icono del <guiicon>Globo</guiicon> de la barra de herramientas, o pulsando las teclas <keycombo><keycap>Ctrl</keycap><keycap>g</keycap></keycombo>. </para>
 
-<para
-> Esta es una instantánea de la ventana <guilabel
->Establecer posición geográfica</guilabel
->: <screenshot
-> <screeninfo
->Cambio de posición geográfica</screeninfo
-> <mediaobject
-> <imageobject
-> <imagedata fileref="screen2.png" format="PNG"/> </imageobject
-> <textobject
-> <phrase
->Ventana de establecimiento de posición</phrase
-> </textobject
-> </mediaobject
-> </screenshot
-> </para>
+<para> Esta es una instantánea de la ventana <guilabel>Establecer posición geográfica</guilabel>: <screenshot> <screeninfo>Cambio de posición geográfica</screeninfo> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="screen2.png" format="PNG"/> </imageobject> <textobject> <phrase>Ventana de establecimiento de posición</phrase> </textobject> </mediaobject> </screenshot> </para>
 
-<para
-> Hay una lista de más de 2000 ciudades predefinidas para escojer. Para establecer su posición seleccione una de las ciudades de esta lista. Cada ciudad está representada como un pequeño punto en el mapa del mundo, y cuando se selecciona una de la lista, aparece una cruz roja en su posición. </para>
+<para> Hay una lista de más de 2000 ciudades predefinidas para escojer. Para establecer su posición seleccione una de las ciudades de esta lista. Cada ciudad está representada como un pequeño punto en el mapa del mundo, y cuando se selecciona una de la lista, aparece una cruz roja en su posición. </para>
 
-<para
->No resulta práctico visionar toda la lista de 2000 posiciones para buscar una ciudad específica. Para facilitar la búsqueda, se puede filtrar la lista introduciendo un texto en las casillas bajo el mapa. Por ejemplo, en la instantánea, se ha introducido <quote
->Ba</quote
-> en la casilla <guilabel
->Filtro de ciudad</guilabel
->, mientras que <quote
->M</quote
-> aparece en <guilabel
->Filtro de provincia</guilabel
-> y <quote
->USA</quote
-> está en la casilla <guilabel
->Filtro de pais</guilabel
->. Fíjese que los nombres de todas las ciudades, provincias y paises que se muestran en la lista comienzan por los textos introducidos en las casillas de filtrado, y que el mensaje bajo las casillas de texto indica que se han encontrado 7 ciudades que coinciden con lo que se busca. Advierta también que los puntos representando estas siete ciudades en el mapa se han coloreado en blanco, mientras que el resto permanecen en gris. </para
-><para
-> También se puede filtrar la lista a partir de una posición en el mapa. Al pulsar sobre cualquier lugar del mapa del mundo se mostrarán las ciudades dentro de los dos grados inmediatos al lugar pinchado. En este momento, se puede buscar por nombre o por posición, pero no por ambos a la vez. En otras palabras, si pulsa sobre el mapa se ignoran los filtros de los nombres y vice versa. </para
-><para
-> La información de longitud, latitud y zona horaria de la posición seleccionada actualmente se muestra en las casillas de la parte inferior de la ventana. Si piensa que esos valores no son exactos, puede modificarlos y pulsar el botón <guibutton
->Añadir a la lista</guibutton
-> para almacenar su versión personalizada de la posición. También puede definir una posición completamente nueva pulsando el botón <guibutton
->Borrar campos</guibutton
->, e introduciendo la información de la nueva ubicación. Tenga en cuenta que es obligatorio cumplimentar todos los campos salvo <guilabel
->Estado/Provincia</guilabel
-> que es opcional, antes de poder añadir la nueva posición a la lista. &kstars; cargará automáticamente su posición personalizada en las siguientes sesiones. En este momento la única forma de eliminar una posición personalizada es eliminar la línea correspondiente del archivo <filename
->~/.trinity/share/apps/kstars/mycities.dat</filename
->. </para
-><para
-> Si añade posiciones personalizadas (o modifica las existentes), por favor envíenos el archivo <filename
->mycities.dat</filename
-> para que podamos incluir sus posiciones en la lista principal. </para>
+<para>No resulta práctico visionar toda la lista de 2000 posiciones para buscar una ciudad específica. Para facilitar la búsqueda, se puede filtrar la lista introduciendo un texto en las casillas bajo el mapa. Por ejemplo, en la instantánea, se ha introducido <quote>Ba</quote> en la casilla <guilabel>Filtro de ciudad</guilabel>, mientras que <quote>M</quote> aparece en <guilabel>Filtro de provincia</guilabel> y <quote>USA</quote> está en la casilla <guilabel>Filtro de pais</guilabel>. Fíjese que los nombres de todas las ciudades, provincias y paises que se muestran en la lista comienzan por los textos introducidos en las casillas de filtrado, y que el mensaje bajo las casillas de texto indica que se han encontrado 7 ciudades que coinciden con lo que se busca. Advierta también que los puntos representando estas siete ciudades en el mapa se han coloreado en blanco, mientras que el resto permanecen en gris. </para><para> También se puede filtrar la lista a partir de una posición en el mapa. Al pulsar sobre cualquier lugar del mapa del mundo se mostrarán las ciudades dentro de los dos grados inmediatos al lugar pinchado. En este momento, se puede buscar por nombre o por posición, pero no por ambos a la vez. En otras palabras, si pulsa sobre el mapa se ignoran los filtros de los nombres y vice versa. </para><para> La información de longitud, latitud y zona horaria de la posición seleccionada actualmente se muestra en las casillas de la parte inferior de la ventana. Si piensa que esos valores no son exactos, puede modificarlos y pulsar el botón <guibutton>Añadir a la lista</guibutton> para almacenar su versión personalizada de la posición. También puede definir una posición completamente nueva pulsando el botón <guibutton>Borrar campos</guibutton>, e introduciendo la información de la nueva ubicación. Tenga en cuenta que es obligatorio cumplimentar todos los campos salvo <guilabel>Estado/Provincia</guilabel> que es opcional, antes de poder añadir la nueva posición a la lista. &kstars; cargará automáticamente su posición personalizada en las siguientes sesiones. En este momento la única forma de eliminar una posición personalizada es eliminar la línea correspondiente del archivo <filename>~/.trinity/share/apps/kstars/mycities.dat</filename>. </para><para> Si añade posiciones personalizadas (o modifica las existentes), por favor envíenos el archivo <filename>mycities.dat</filename> para que podamos incluir sus posiciones en la lista principal. </para>
 </sect1>
 
 <sect1 id="settime">
-<title
->¿Qué hora es?</title>
-<para
-> Lo siguiente que puede hacer es cambiar la fecha y/o la hora. Al iniciarse &kstars;, estos valores se igualan a los del reloj del sistema, y el reloj de &kstars; se mantiene sincronizado en tiempo real. Si desea detener el reloj, seleccione <guimenuitem
->Detener el reloj</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Tiempo</guimenu
->, o símplemente pulse sobre el icono <guiicon
->Pausa</guiicon
-> en la barra de herramientas. Puede hacer que el reloj funcione más lento o más rápido de lo normal (o incluso hacia atrás) con el selector de la barra de herramientas. Este selector tiene dos conjuntos de botones de subir/bajar. El primero irá pasando por los 83 pasos de tiempo disponibles, uno por uno. El segundo saltará a la siguiente (anterior) unidad de tiempo, lo que le permitirá realizar los cambios de paso del tiempo más rápidamente. </para
-><para
-> Puede colocarse en cualquier hora o fecha seleccionando <guimenuitem
->Establecer tiempo...</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Tiempo</guimenu
->, o pulsando sobre el icono del <guiicon
->reloj de arena</guiicon
-> en la barra de herramientas. La ventana <guilabel
->Establecer tiempo</guilabel
-> utiliza un selector de tiempo estándar de &kde;, junto con tres selectores para determinar las horas, minutos y segundos. Si necesita volver a establecer el reloj al de la hora del sistema, seleccione <guimenuitem
->Establecer tiempo a ahora</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Tiempo</guimenu
->.</para>
+<title>¿Qué hora es?</title>
+<para> Lo siguiente que puede hacer es cambiar la fecha y/o la hora. Al iniciarse &kstars;, estos valores se igualan a los del reloj del sistema, y el reloj de &kstars; se mantiene sincronizado en tiempo real. Si desea detener el reloj, seleccione <guimenuitem>Detener el reloj</guimenuitem> en el menú <guimenu>Tiempo</guimenu>, o símplemente pulse sobre el icono <guiicon>Pausa</guiicon> en la barra de herramientas. Puede hacer que el reloj funcione más lento o más rápido de lo normal (o incluso hacia atrás) con el selector de la barra de herramientas. Este selector tiene dos conjuntos de botones de subir/bajar. El primero irá pasando por los 83 pasos de tiempo disponibles, uno por uno. El segundo saltará a la siguiente (anterior) unidad de tiempo, lo que le permitirá realizar los cambios de paso del tiempo más rápidamente. </para><para> Puede colocarse en cualquier hora o fecha seleccionando <guimenuitem>Establecer tiempo...</guimenuitem> en el menú <guimenu>Tiempo</guimenu>, o pulsando sobre el icono del <guiicon>reloj de arena</guiicon> en la barra de herramientas. La ventana <guilabel>Establecer tiempo</guilabel> utiliza un selector de tiempo estándar de &kde;, junto con tres selectores para determinar las horas, minutos y segundos. Si necesita volver a establecer el reloj al de la hora del sistema, seleccione <guimenuitem>Establecer tiempo a ahora</guimenuitem> en el menú <guimenu>Tiempo</guimenu>.</para>
 
-<note
-><para
->La versión actual de KStars no acepta fechas anteriores al 1 de Octubre de 1752, ni fechas futuras posteriores al año 8000. Estas limitaciones vienen impuestas por las clases Fecha/Hora de Qt. Puede que implementemos nuestra propia clase fecha/hora en una versión futura.</para
-></note>
+<note><para>La versión actual de KStars no acepta fechas anteriores al 1 de Octubre de 1752, ni fechas futuras posteriores al año 8000. Estas limitaciones vienen impuestas por las clases Fecha/Hora de Qt. Puede que implementemos nuestra propia clase fecha/hora en una versión futura.</para></note>
 
 </sect1>
 
 <sect1 id="lookaround">
-<title
->Mire a su alrededor</title>
-<para
-> Ahora que hemos determinado la fecha, la hora y el lugar, miremos alrededor. Se puede desplazar la imagen utilizando las teclas de cursor. Si pulsa la tecla <keycap
->Mayúsculas</keycap
-> antes del desplazamiento, este se hará al doble de velocidad. La imagen también se puede desplazar pulsando y arrastrando con el ratón. Fíjese que durante el desplazamiento no se muestran todos los objetos. Esto se hace para reducir la carga del procesador en el cálculo de las posiciones de los objetos, consiguiendo un desplazamiento más suave (puede configurar lo que se oculta mientras se mueve por la ventana de las opciones de pantalla; esto se describe en el siguiente capítulo). Hay cinco métodos de cambiar la magnificación de la pantalla:</para>
+<title>Mire a su alrededor</title>
+<para> Ahora que hemos determinado la fecha, la hora y el lugar, miremos alrededor. Se puede desplazar la imagen utilizando las teclas de cursor. Si pulsa la tecla <keycap>Mayúsculas</keycap> antes del desplazamiento, este se hará al doble de velocidad. La imagen también se puede desplazar pulsando y arrastrando con el ratón. Fíjese que durante el desplazamiento no se muestran todos los objetos. Esto se hace para reducir la carga del procesador en el cálculo de las posiciones de los objetos, consiguiendo un desplazamiento más suave (puede configurar lo que se oculta mientras se mueve por la ventana de las opciones de pantalla; esto se describe en el siguiente capítulo). Hay cinco métodos de cambiar la magnificación de la pantalla:</para>
 
-<orderedlist
-> <listitem
-><para
->utilice las teclas <keycap
->+</keycap
-> y <keycap
->-</keycap
-></para
-> </listitem
-> <listitem
-><para
->Pulse los botones alejar/acercar en la barra de herramientas</para
-></listitem
-> <listitem
-><para
->Seleccione <guimenuitem
->Acercar</guimenuitem
->/<guimenuitem
->Acercar</guimenuitem
-> el menú <guimenu
->Ver</guimenu
-></para
-></listitem
-> <listitem
-><para
->Utilice la rueda del ratón</para
-></listitem
-> <listitem
-><para
->Arrastre el ratón arriba y abajo mientrás mantiene pulsado el &MMB;</para
-> </listitem
-> </orderedlist>
+<orderedlist> <listitem><para>utilice las teclas <keycap>+</keycap> y <keycap>-</keycap></para> </listitem> <listitem><para>Pulse los botones alejar/acercar en la barra de herramientas</para></listitem> <listitem><para>Seleccione <guimenuitem>Acercar</guimenuitem>/<guimenuitem>Acercar</guimenuitem> el menú <guimenu>Ver</guimenu></para></listitem> <listitem><para>Utilice la rueda del ratón</para></listitem> <listitem><para>Arrastre el ratón arriba y abajo mientrás mantiene pulsado el &MMB;</para> </listitem> </orderedlist>
 
-<para
->Advierta que cuando se acerca, puede ver estrellas más débiles que en niveles de aumento menores.</para
-> 
+<para>Advierta que cuando se acerca, puede ver estrellas más débiles que en niveles de aumento menores.</para> 
 
-<para
-> Aléjese hasta que vea una curva verde, que representa el horizonte local. Si no ha ajustado la configuración de &kstars;, la imagen será de color verde sólido por debajo del horizonte, representando el suelo de la Tierra. También hay una curva blanca, que representa el ecuador celeste (una línea imaginaria que divide el cielo en hemisferios norte y sur). Además hay una curva color bronce que representa la eclíptica, la ruta que el Sol parece seguir por el cielo a lo largo de un año. Por lo tanto, el Sol siempre se encuentra en algún lugar de la eclíptica, y los planetas nunca están muy lejos de ella. </para>
+<para> Aléjese hasta que vea una curva verde, que representa el horizonte local. Si no ha ajustado la configuración de &kstars;, la imagen será de color verde sólido por debajo del horizonte, representando el suelo de la Tierra. También hay una curva blanca, que representa el ecuador celeste (una línea imaginaria que divide el cielo en hemisferios norte y sur). Además hay una curva color bronce que representa la eclíptica, la ruta que el Sol parece seguir por el cielo a lo largo de un año. Por lo tanto, el Sol siempre se encuentra en algún lugar de la eclíptica, y los planetas nunca están muy lejos de ella. </para>
 </sect1>
 
 <sect1 id="skyobjects">
-<title
->Objetos en el cielo</title>
-<para
-> &kstars; muestra miles de objetos: estrellas, planetas, cúmulos, nebulosas y galaxias. Por omisión, las estrellas se dibujan como círculos blancos con un borde coloreado que simula el color real de la estrella. Los planetas se dibujan con niveles de aumento pequeños, pero con una imagen real del planeta al acercarnos a ellos. Los objetos del espacio profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias) se dibujan con símbolos codificados con colores para indicar el catálogo al que pertenecen (Messier, NGC o IC). La mayor parte de los objetos Messier se dibujan como imágenes reales con un color especial (rojo por omisión). Si pulsa sobre un objeto se le identificará en la barra de estado. Si pulsa dos veces sobre él, el objeto quedará centrado en la imagen y comenzará su seguimiento (de modo que permanecerá centrado a medida que pasa el tiempo). Al pulsar con el  botón <mousebutton
->derecho</mousebutton
-> del ratón se abrirá un menú emergente con más opciones. </para>
+<title>Objetos en el cielo</title>
+<para> &kstars; muestra miles de objetos: estrellas, planetas, cúmulos, nebulosas y galaxias. Por omisión, las estrellas se dibujan como círculos blancos con un borde coloreado que simula el color real de la estrella. Los planetas se dibujan con niveles de aumento pequeños, pero con una imagen real del planeta al acercarnos a ellos. Los objetos del espacio profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias) se dibujan con símbolos codificados con colores para indicar el catálogo al que pertenecen (Messier, NGC o IC). La mayor parte de los objetos Messier se dibujan como imágenes reales con un color especial (rojo por omisión). Si pulsa sobre un objeto se le identificará en la barra de estado. Si pulsa dos veces sobre él, el objeto quedará centrado en la imagen y comenzará su seguimiento (de modo que permanecerá centrado a medida que pasa el tiempo). Al pulsar con el  botón <mousebutton>derecho</mousebutton> del ratón se abrirá un menú emergente con más opciones. </para>
 
 <sect2 id="popupmenu">
-<title
->El menú emergente</title>
+<title>El menú emergente</title>
 
-<para
-> Aquí hay un ejemplo de un menú emergente obtenido pulsando con el botón <mousebutton
->derecho</mousebutton
-> del ratón, para la nebulosa de Orión:</para>
+<para> Aquí hay un ejemplo de un menú emergente obtenido pulsando con el botón <mousebutton>derecho</mousebutton> del ratón, para la nebulosa de Orión:</para>
 
-<screenshot
-> <screeninfo
->Menú emergente para M 42</screeninfo
-> <mediaobject
-> <imageobject
-> <imagedata fileref="screen4.png" format="PNG"/> </imageobject
-> <textobject
-> <phrase
->Menú emergente para M 42</phrase
-> </textobject
-> </mediaobject
-> </screenshot>
+<screenshot> <screeninfo>Menú emergente para M 42</screeninfo> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="screen4.png" format="PNG"/> </imageobject> <textobject> <phrase>Menú emergente para M 42</phrase> </textobject> </mediaobject> </screenshot>
 
-<para
->El aspecto del menú emergente depende del tipo de objeto sobre el que pulsa con el botón <mousebutton
->derecho</mousebutton
->, pero la estructura básica es la siguiente: </para>
+<para>El aspecto del menú emergente depende del tipo de objeto sobre el que pulsa con el botón <mousebutton>derecho</mousebutton>, pero la estructura básica es la siguiente: </para>
 
-<para
-> La sección superior contiene etiquetas informativas, que no son seleccionables. La más superior muestra el nombre o nombres del objeto y el tipo de objeto de que se trata. Las siguientes tres etiquetas muestran los tiempos de orto, tránsito y ocaso. La siguiente sección contiene does elementos seleccionables. Primero un elemento<guimenuitem
->Centrar y seguir</guimenuitem
->, que centrará la imagen en el objeto, y que la mantendrá centrada a medida que pase el tiempo. (también puede centrar y seguir un objeto simplemente pulsando dos veces sobre él). A continuación hay un elemento de  <guimenuitem
->Detalles...</guimenuitem
->, que mostrará una ventana con información más detallada del objeto. La sección inferior contiene enlaces a imágenes y/o páginas informatvias sobre el objeto seleccionado. </para>
+<para> La sección superior contiene etiquetas informativas, que no son seleccionables. La más superior muestra el nombre o nombres del objeto y el tipo de objeto de que se trata. Las siguientes tres etiquetas muestran los tiempos de orto, tránsito y ocaso. La siguiente sección contiene does elementos seleccionables. Primero un elemento<guimenuitem>Centrar y seguir</guimenuitem>, que centrará la imagen en el objeto, y que la mantendrá centrada a medida que pase el tiempo. (también puede centrar y seguir un objeto simplemente pulsando dos veces sobre él). A continuación hay un elemento de  <guimenuitem>Detalles...</guimenuitem>, que mostrará una ventana con información más detallada del objeto. La sección inferior contiene enlaces a imágenes y/o páginas informatvias sobre el objeto seleccionado. </para>
 
-<para
->Si conoce alguna &URL; adicional con información o una imagen del objeto, puede añadir su enlace personalizado al menú emergente del objeto utilizando la opción <guimenuitem
->Añadir enlace...</guimenuitem
-> en la parte inferior del menú. Esto abrirá una ventana en la que se puede introducir la &URL; y el texto que deben aparecer en el menú emergente. Asegúrese de que la URL es correcta pulsando en el botón <guibutton
->Comprobar &URL;</guibutton
->, que tratará de abrir esa dirección en el navegador de Internet. Por favor, indique si la &URL; apunta a una imagen o a un documento <acronym
->HTML</acronym
->. De esa forma el programa sabrá si debe abrir un visor de imágenes o un navegador de Internet. También es posible indicar archivos del disco duro local, así que esta característica puede utilizarse para adjuntar registros de observación u otra información personal sobre los objetos de &kstars;. Los enlaces personalizados se cargan automáticamente al abrir &kstars;, y se almacenan en el directorio <filename class="directory"
->~/.trinity/share/apps/kstars/</filename
->, en los archivos <filename
->myimage_url.dat</filename
-> y <filename
->myinfo_url.dat</filename
->. Si construye una lista grande de enlaces personalizados, considere la posibilidad de enviarnoslos, de modo que los podamos incluir en la siguiente versión de &kstars;. </para
-> </sect2>
+<para>Si conoce alguna &URL; adicional con información o una imagen del objeto, puede añadir su enlace personalizado al menú emergente del objeto utilizando la opción <guimenuitem>Añadir enlace...</guimenuitem> en la parte inferior del menú. Esto abrirá una ventana en la que se puede introducir la &URL; y el texto que deben aparecer en el menú emergente. Asegúrese de que la URL es correcta pulsando en el botón <guibutton>Comprobar &URL;</guibutton>, que tratará de abrir esa dirección en el navegador de Internet. Por favor, indique si la &URL; apunta a una imagen o a un documento <acronym>HTML</acronym>. De esa forma el programa sabrá si debe abrir un visor de imágenes o un navegador de Internet. También es posible indicar archivos del disco duro local, así que esta característica puede utilizarse para adjuntar registros de observación u otra información personal sobre los objetos de &kstars;. Los enlaces personalizados se cargan automáticamente al abrir &kstars;, y se almacenan en el directorio <filename class="directory">~/.trinity/share/apps/kstars/</filename>, en los archivos <filename>myimage_url.dat</filename> y <filename>myinfo_url.dat</filename>. Si construye una lista grande de enlaces personalizados, considere la posibilidad de enviarnoslos, de modo que los podamos incluir en la siguiente versión de &kstars;. </para> </sect2>
 
 <sect2 id="findobjects">
-<title
->Búsqueda de objetos</title>
-<para
-> Puede buscar los objetos con nombre pulsando en el icono <guiicon
->buscar</guiicon
-> en la barra de herramientas, o seleccionando <guimenuitem
->Buscar objeto...</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Apuntar</guimenu
->, o pulsando <keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->F</keycap
-></keycombo
->. La ventana <guilabel
->Buscar objeto</guilabel
-> muestra una lista de todos los objetos que aparecen en la base de datos de &kstars;. Muchos de los objetos están identificados sólo por su nombre en un catálogo (por ejemplo, NGC 3077), pero otros aparecen también ordenados por su nombre común (por ejemplo, Galaxia remolino). Se puede filtrar la lista por nombre o por tipo de objeto. Seleccione el objeto deseado de la lista y pulse <guibutton
->Aceptar</guibutton
->. La imagen se centrará en el objeto y comenzará a seguirlo. Tenga en cuenta que si el objeto se encuentra debajo del horizonte, el programa le advertirá que puede que no se vea nada salvo el suelo. (puede hacer el suelo invisible en la ventana <guilabel
->Opciones de pantalla</guilabel
-> o pulsando sobre el botón <guiicon
->Suelo</guiicon
-> en la barra de vistas. </para>
+<title>Búsqueda de objetos</title>
+<para> Puede buscar los objetos con nombre pulsando en el icono <guiicon>buscar</guiicon> en la barra de herramientas, o seleccionando <guimenuitem>Buscar objeto...</guimenuitem> en el menú <guimenu>Apuntar</guimenu>, o pulsando <keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>F</keycap></keycombo>. La ventana <guilabel>Buscar objeto</guilabel> muestra una lista de todos los objetos que aparecen en la base de datos de &kstars;. Muchos de los objetos están identificados sólo por su nombre en un catálogo (por ejemplo, NGC 3077), pero otros aparecen también ordenados por su nombre común (por ejemplo, Galaxia remolino). Se puede filtrar la lista por nombre o por tipo de objeto. Seleccione el objeto deseado de la lista y pulse <guibutton>Aceptar</guibutton>. La imagen se centrará en el objeto y comenzará a seguirlo. Tenga en cuenta que si el objeto se encuentra debajo del horizonte, el programa le advertirá que puede que no se vea nada salvo el suelo. (puede hacer el suelo invisible en la ventana <guilabel>Opciones de pantalla</guilabel> o pulsando sobre el botón <guiicon>Suelo</guiicon> en la barra de vistas. </para>
 
-<para
-> El seguimiento de objetos se activa automáticamente en el momento en que un objeto es centrado en la pantalla, ya sea utilizando la ventana <guilabel
->Buscar objeto</guilabel
->, haciendo una doble pulsación sobre el mismo o seleccionando <guimenuitem
->Centrar y seguir</guimenuitem
-> en el menú emergente que se abre con el botón <mousebutton
->derecho</mousebutton
-> del ratón. Puede desactivar el seguimiento desplazando la imagen, pulsando en el icono del <guiicon
->Candado</guiicon
-> en la barra principal de herramientas o seleccionando <guimenuitem
->Seguir objeto</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Apuntar</guimenu
->. </para>
+<para> El seguimiento de objetos se activa automáticamente en el momento en que un objeto es centrado en la pantalla, ya sea utilizando la ventana <guilabel>Buscar objeto</guilabel>, haciendo una doble pulsación sobre el mismo o seleccionando <guimenuitem>Centrar y seguir</guimenuitem> en el menú emergente que se abre con el botón <mousebutton>derecho</mousebutton> del ratón. Puede desactivar el seguimiento desplazando la imagen, pulsando en el icono del <guiicon>Candado</guiicon> en la barra principal de herramientas o seleccionando <guimenuitem>Seguir objeto</guimenuitem> en el menú <guimenu>Apuntar</guimenu>. </para>
 
 </sect2>
 </sect1>
 
-<sect1 id="customize"
-> 
-<title
->Personalización de la vista</title
-> 
+<sect1 id="customize"> 
+<title>Personalización de la vista</title> 
 
-<para
-> Hay varios medios de modificar su pantalla para hacerla acorde con su gusto. Primero debe seleccionar un color diferente en el menú <menuchoice
-><guimenu
->Preferencias</guimenu
-><guimenuitem
->Esquemas de color</guimenuitem
-></menuchoice
->. Hay tres esquemas de color predefinidos, y usted puede definir los suyos en la ventana de <guilabel
->Opciones de vista</guilabel
-> (que se describe en el siguiente capítulo). Puede ocultar la barra de herramientas en el menú <menuchoice
-><guimenu
->Preferencias</guimenu
-><guimenuitem
->Barra de herramientas</guimenuitem
-></menuchoice
->, y ocultar los paneles informativos en el menú <menuchoice
-><guimenu
->Preferencias</guimenu
-><guimenuitem
->Paneles informativos</guimenuitem
-></menuchoice
->. Además, puede manipular los paneles informativos con el ratón. Cada panel dispone de líneas adicionales de datos ocultos por omisión. Puede ocultar/mostrar estas líneas pulsando dos veces sobre el panel para <quote
->recogerlo</quote
->. También puede resituar el panel arrastrandolo con el cursor. Cuando un panel llegue al borde de la ventana, se <quote
->pegará</quote
-> a él cuando la ventana se redimensione.</para>
+<para> Hay varios medios de modificar su pantalla para hacerla acorde con su gusto. Primero debe seleccionar un color diferente en el menú <menuchoice><guimenu>Preferencias</guimenu><guimenuitem>Esquemas de color</guimenuitem></menuchoice>. Hay tres esquemas de color predefinidos, y usted puede definir los suyos en la ventana de <guilabel>Opciones de vista</guilabel> (que se describe en el siguiente capítulo). Puede ocultar la barra de herramientas en el menú <menuchoice><guimenu>Preferencias</guimenu><guimenuitem>Barra de herramientas</guimenuitem></menuchoice>, y ocultar los paneles informativos en el menú <menuchoice><guimenu>Preferencias</guimenu><guimenuitem>Paneles informativos</guimenuitem></menuchoice>. Además, puede manipular los paneles informativos con el ratón. Cada panel dispone de líneas adicionales de datos ocultos por omisión. Puede ocultar/mostrar estas líneas pulsando dos veces sobre el panel para <quote>recogerlo</quote>. También puede resituar el panel arrastrandolo con el cursor. Cuando un panel llegue al borde de la ventana, se <quote>pegará</quote> a él cuando la ventana se redimensione.</para>
 
-<para
->El resto de personalizaciones están cubiertas en el siguiente capítulo.</para>
+<para>El resto de personalizaciones están cubiertas en el siguiente capítulo.</para>
 
 
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/retrograde.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/retrograde.docbook
index 1159de90b8d..741e8c0b8b5 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/retrograde.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/retrograde.docbook
@@ -1,31 +1,10 @@
 <sect1 id="ai-retrograde">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->John</firstname
-> <surname
->Cirillo</surname
-> </author>
+<author><firstname>John</firstname> <surname>Cirillo</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Movimiento retrógrado</title>
-<indexterm
-><primary
->Movimiento retrógrado</primary>
+<title>Movimiento retrógrado</title>
+<indexterm><primary>Movimiento retrógrado</primary>
 </indexterm>
 
-<para
->El <firstterm
->movimiento retrógrado</firstterm
-> es el movimiento orbital de un cuerpo en dirección opuesta a la normal en otros cuerpos espaciales de su mismo sistema. </para
-><para
->Cuando observamos el cielo, esperamos que la mayoría de los objetos parezcan moverse en una dirección con el paso del tiempo. El aparente movimiento de la mayoría de los cuerpos es de este a oeste. Sin embargo, es posible observar a un cuerpo moverse de oeste a este. Puede tratarse de un satélite artificial o el transbordador espacial. Esta órbita se denomina movimiento retrógrado. </para
-><para
->El movimiento retrógrado se utiliza normalmente para referirse al movimiento de los planetas exteriores (Marte, Júpiter, Saturno, etc). Aunque esos planetas parecen moverse de este a oeste de una noche a otra como respuesta a la rotación de la Tierra, lo cierto es que en realidad se desplazan lentamente hacia el este respecto a las estrellas fijas, lo que se puede observar anotando la posición de esos planetas durante varias noches seguidas. Este movimiento es normal para esos planetas, y no se considera movimiento retrógrado. Sin embargo, como la Tierra completa su órbita en un periodo más corto que el de esos planetas exteriores, en ocasiones adelantamos a uno de ellos, como un coche más rápido en una autopista de varios carriles. Cuando esto ocurre, el planeta al que adelantamos aparentará en un principio detener su desplazamiento hacia el oeste. Esto es movimiento retrógrado, ya que se produce en una dirección opuesta a la normal para los planetas. Por último, al finalizar el adelantamiento de la Tierra, todo parece volver al desplazamiento normal de oeste a este en noches sucesivas. </para
-><para
->El movimiento retrógrado de los planetas preocupó mucho a los antiguos astrónomos griegos, y esa fue una de las razones por las que llamaron a esos cuerpos <quote
->planetas</quote
->, que en griego quiere decir <quote
->peregrinos</quote
->. </para>
+<para>El <firstterm>movimiento retrógrado</firstterm> es el movimiento orbital de un cuerpo en dirección opuesta a la normal en otros cuerpos espaciales de su mismo sistema. </para><para>Cuando observamos el cielo, esperamos que la mayoría de los objetos parezcan moverse en una dirección con el paso del tiempo. El aparente movimiento de la mayoría de los cuerpos es de este a oeste. Sin embargo, es posible observar a un cuerpo moverse de oeste a este. Puede tratarse de un satélite artificial o el transbordador espacial. Esta órbita se denomina movimiento retrógrado. </para><para>El movimiento retrógrado se utiliza normalmente para referirse al movimiento de los planetas exteriores (Marte, Júpiter, Saturno, etc). Aunque esos planetas parecen moverse de este a oeste de una noche a otra como respuesta a la rotación de la Tierra, lo cierto es que en realidad se desplazan lentamente hacia el este respecto a las estrellas fijas, lo que se puede observar anotando la posición de esos planetas durante varias noches seguidas. Este movimiento es normal para esos planetas, y no se considera movimiento retrógrado. Sin embargo, como la Tierra completa su órbita en un periodo más corto que el de esos planetas exteriores, en ocasiones adelantamos a uno de ellos, como un coche más rápido en una autopista de varios carriles. Cuando esto ocurre, el planeta al que adelantamos aparentará en un principio detener su desplazamiento hacia el oeste. Esto es movimiento retrógrado, ya que se produce en una dirección opuesta a la normal para los planetas. Por último, al finalizar el adelantamiento de la Tierra, todo parece volver al desplazamiento normal de oeste a este en noches sucesivas. </para><para>El movimiento retrógrado de los planetas preocupó mucho a los antiguos astrónomos griegos, y esa fue una de las razones por las que llamaron a esos cuerpos <quote>planetas</quote>, que en griego quiere decir <quote>peregrinos</quote>. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/sidereal.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/sidereal.docbook
index e595f379756..4c3d0c55d04 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/sidereal.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/sidereal.docbook
@@ -1,85 +1,20 @@
 <sect1 id="ai-sidereal">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Tiempo sidereo</title>
-<indexterm
-><primary
->Tiempo sidereo</primary>
-<seealso
->Angulo horario</seealso>
+<title>Tiempo sidereo</title>
+<indexterm><primary>Tiempo sidereo</primary>
+<seealso>Angulo horario</seealso>
 </indexterm>
-<para
-><firstterm
->Tiempo sidereo</firstterm
-> significa literalmente <quote
->tiempo de las estrellas</quote
->. El tiempo que estamos habituados a utilizar en nuestras vidas es el tiempo solar. La unidad fundamental del tiempo solar es el <firstterm
->día</firstterm
->: lo que tarda el Sol en viajar 360 grados por el cielo, debido a la rotación de la Tierra. Las unidades menores del tiempo solar son símplemente divisiones de un día: </para
-><para>
+<para><firstterm>Tiempo sidereo</firstterm> significa literalmente <quote>tiempo de las estrellas</quote>. El tiempo que estamos habituados a utilizar en nuestras vidas es el tiempo solar. La unidad fundamental del tiempo solar es el <firstterm>día</firstterm>: lo que tarda el Sol en viajar 360 grados por el cielo, debido a la rotación de la Tierra. Las unidades menores del tiempo solar son símplemente divisiones de un día: </para><para>
 <itemizedlist>
-<listitem
-><para
->1/24 día = 1 hora</para
-></listitem>
-<listitem
-><para
->1/60 hora = 1 minuto</para
-></listitem>
-<listitem
-><para
->1/60 minuto = 1 segundo</para
-></listitem>
+<listitem><para>1/24 día = 1 hora</para></listitem>
+<listitem><para>1/60 hora = 1 minuto</para></listitem>
+<listitem><para>1/60 minuto = 1 segundo</para></listitem>
 </itemizedlist>
-</para
-><para
->Sin embargo, hay un problema con el tiempo solar. La Tierra en realidad no gira 360 grados en un día solar. La Tierra está en órbita alrededor del Sol, y a lo largo del día, se mueve aproximadamente un grado en esa órbita (360 grados / 365,25 días de una órbita completa = casi un grado diario). Así que, en 24 horas, la dirección hacia el sol varía más o menos en un grado. Por lo tanto, la Tierra tiene que girar 361 grados para que exista la sensación de que el Sol ha viajado 360 grados alrededor del cielo. </para
-><para
->En astronomía, nos preocupa cuánto tarda la Tierra en girar con respecto a las estrellas "fijas", y no con respecto al Sol. Por lo tanto, nos gustaría tener una escala temporal que elimine la complicación de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, y que se dedique exclusivamente a determinar lo que tarda la Tierra en girar 360 grados con respecto a las estrellas. Este periodo rotacional se denomina <firstterm
->día sidereo</firstterm
->. Por término medio, es 4 minutos más corto que un día solar, debido al grado extra que la Tierra debe girar para un día solar. En vez de definir la duración del día sidereo en 23 horas y 56 minutos, se establecen horas, minutos y segundos sidereos, que corresponden a la misma fracción del día que su homólogos solares. Por lo tanto, un segundo solar es igual a 1,00278 segundos sidereos. </para
-><para
->El tiempo sidereo es muy útil para determinar la posición de las estrellas en un momento concreto. El tiempo sidereo divide una rotación completa de la Tierra en 24 horas sidereas; igualmente, el mapa del cielo está divido en 24 horas de <firstterm
->ascensión recta</firstterm
->. Esto no es una coincidencia, el tiempo sideral local (<acronym
->TSL</acronym
->) indica la ascensión recta del cielo que está cruzando en ese momento el <link linkend="ai-meridian"
->meridiano local</link
->. Así que, si una estrella tiene una ascensión recta de 05h 32m 24s, estará en el meridiano a TSL=05:32:24. De forma más general, la diferencia entre la <acronym
->AR</acronym
-> de un objeto y el tiempo sidereo local indica la distancia que hay desde el objeto hasta el meridiano. Por ejemplo, el mismo objeto en TSL=06:32:24 (una hora siderea más tarde), está a una hora de ascensión recta al oeste del meridiano, lo que son 15 grados. Esta distancia angular desde el meridiano es lo que se llama el <link linkend="ai-hourangle"
->ángulo horario</link
-> del objeto. </para>
+</para><para>Sin embargo, hay un problema con el tiempo solar. La Tierra en realidad no gira 360 grados en un día solar. La Tierra está en órbita alrededor del Sol, y a lo largo del día, se mueve aproximadamente un grado en esa órbita (360 grados / 365,25 días de una órbita completa = casi un grado diario). Así que, en 24 horas, la dirección hacia el sol varía más o menos en un grado. Por lo tanto, la Tierra tiene que girar 361 grados para que exista la sensación de que el Sol ha viajado 360 grados alrededor del cielo. </para><para>En astronomía, nos preocupa cuánto tarda la Tierra en girar con respecto a las estrellas "fijas", y no con respecto al Sol. Por lo tanto, nos gustaría tener una escala temporal que elimine la complicación de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, y que se dedique exclusivamente a determinar lo que tarda la Tierra en girar 360 grados con respecto a las estrellas. Este periodo rotacional se denomina <firstterm>día sidereo</firstterm>. Por término medio, es 4 minutos más corto que un día solar, debido al grado extra que la Tierra debe girar para un día solar. En vez de definir la duración del día sidereo en 23 horas y 56 minutos, se establecen horas, minutos y segundos sidereos, que corresponden a la misma fracción del día que su homólogos solares. Por lo tanto, un segundo solar es igual a 1,00278 segundos sidereos. </para><para>El tiempo sidereo es muy útil para determinar la posición de las estrellas en un momento concreto. El tiempo sidereo divide una rotación completa de la Tierra en 24 horas sidereas; igualmente, el mapa del cielo está divido en 24 horas de <firstterm>ascensión recta</firstterm>. Esto no es una coincidencia, el tiempo sideral local (<acronym>TSL</acronym>) indica la ascensión recta del cielo que está cruzando en ese momento el <link linkend="ai-meridian">meridiano local</link>. Así que, si una estrella tiene una ascensión recta de 05h 32m 24s, estará en el meridiano a TSL=05:32:24. De forma más general, la diferencia entre la <acronym>AR</acronym> de un objeto y el tiempo sidereo local indica la distancia que hay desde el objeto hasta el meridiano. Por ejemplo, el mismo objeto en TSL=06:32:24 (una hora siderea más tarde), está a una hora de ascensión recta al oeste del meridiano, lo que son 15 grados. Esta distancia angular desde el meridiano es lo que se llama el <link linkend="ai-hourangle">ángulo horario</link> del objeto. </para>
 <tip>
-<para
->El tiempo sidereo local se muestra en &kstars; en el <guilabel
->Panel de información</guilabel
->, con la etiqueta <quote
->TS:</quote
-> (debe <quote
->mostrar</quote
-> el recuadro pulsando dos veces sobre él para poder ver el tiempo sidereo.). Tenga en cuenta que el cambio de los segundos sidereos no está sincronizado con el cambio de los segundos en TU (tiempo universal) y TL (tiempo local). De hecho, si observa los relojes detenidamente, notará que los segundos sidereos son un poco más cortos que los universales y locales. </para
-><para
->Apunte al <link linkend="ai-zenith"
->cénit</link
-> (pulse <keycap
->Z</keycap
-> o seleccione <guimenuitem
->Cénit</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Posición</guimenu
->). El cénit es el punto del cielo al que se mira <quote
->hacia arriba</quote
-> desde el suelo, y es un punto del <link linkend="ai-meridian"
->meridiano local</link
->. Advierta que la ascensión recta del cénit: es exactamente la misma que el tiempo sidereo local. </para>
+<para>El tiempo sidereo local se muestra en &kstars; en el <guilabel>Panel de información</guilabel>, con la etiqueta <quote>TS:</quote> (debe <quote>mostrar</quote> el recuadro pulsando dos veces sobre él para poder ver el tiempo sidereo.). Tenga en cuenta que el cambio de los segundos sidereos no está sincronizado con el cambio de los segundos en TU (tiempo universal) y TL (tiempo local). De hecho, si observa los relojes detenidamente, notará que los segundos sidereos son un poco más cortos que los universales y locales. </para><para>Apunte al <link linkend="ai-zenith">cénit</link> (pulse <keycap>Z</keycap> o seleccione <guimenuitem>Cénit</guimenuitem> en el menú <guimenu>Posición</guimenu>). El cénit es el punto del cielo al que se mira <quote>hacia arriba</quote> desde el suelo, y es un punto del <link linkend="ai-meridian">meridiano local</link>. Advierta que la ascensión recta del cénit: es exactamente la misma que el tiempo sidereo local. </para>
 </tip>
 </sect1>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/skycoords.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/skycoords.docbook
index 6b26b38c024..fe2bec215db 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/skycoords.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/skycoords.docbook
@@ -1,190 +1,52 @@
 <sect1 id="ai-skycoords">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Sistemas de coordenadas celestes</title>
+<title>Sistemas de coordenadas celestes</title>
 <para>
-<indexterm
-><primary
->Sistemas de coordenadas celestes</primary>
-<secondary
->Resumen</secondary
-></indexterm>
-Un requisito básico para el estudio del cielo, es determinar dónde están las cosas. Para especificar posiciones celestes, los astrónomos han desarrollado varios <firstterm
->sistemas de coordenadas</firstterm
->. Cada uno utiliza una rejilla de coordenadas proyectada sobre la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
->, análogo al <link linkend="ai-geocoords"
->sistema de coordenadas geográfico</link
-> utilizado en la superficie terrestre. Los sistemas de coordenadas tan sólo se diferencian en la elección del <firstterm
->plano fundamental</firstterm
->, que divide el cielo en hemisferios iguales a lo largo de un <link linkend="ai-greatcircle"
->círculo mayor</link
-> (el plano fundamental del sistema geográfico es el ecuador). Cada sistema de coordenadas adquiere su nombre en función de su plano fundamental. </para>
+<indexterm><primary>Sistemas de coordenadas celestes</primary>
+<secondary>Resumen</secondary></indexterm>
+Un requisito básico para el estudio del cielo, es determinar dónde están las cosas. Para especificar posiciones celestes, los astrónomos han desarrollado varios <firstterm>sistemas de coordenadas</firstterm>. Cada uno utiliza una rejilla de coordenadas proyectada sobre la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link>, análogo al <link linkend="ai-geocoords">sistema de coordenadas geográfico</link> utilizado en la superficie terrestre. Los sistemas de coordenadas tan sólo se diferencian en la elección del <firstterm>plano fundamental</firstterm>, que divide el cielo en hemisferios iguales a lo largo de un <link linkend="ai-greatcircle">círculo mayor</link> (el plano fundamental del sistema geográfico es el ecuador). Cada sistema de coordenadas adquiere su nombre en función de su plano fundamental. </para>
 
 <sect2 id="equatorial">
-<title
->El sistema de coordenadas ecuatorial</title>
-<indexterm
-><primary
->Sistemas de coordenadas celestes</primary>
-<secondary
->El sistema de coordenadas ecuatorial</secondary>
-<seealso
->Ecuador celeste</seealso
-> <seealso
->Polos celestes</seealso
-> <seealso
->Sistema de coordenadas geográficas</seealso
-> </indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Ascensión recta</primary
-><see
->Coordenadas ecuatoriales</see
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Declinación</primary
-><see
->Coordenadas ecuatoriales</see
-></indexterm>
-
-<para
->El <firstterm
->sistema de coordenadas ecuatoriales</firstterm
-> es probablemente el sistema de coordenadas celeste más utilizado. Es además el que más se asemeja al <link linkend="ai-geocoords"
->sistema de coordenadas geográfico</link
->, ya que ambos utilizan el mismo plano fundamental y los mismos polos. La proyección del ecuador terrestre sobre la esfera celeste se denomina <link linkend="ai-cequator"
->ecuador celeste</link
->. Igualmente, la proyección de los polos geográficos sobre la esfera celeste define los <link linkend="ai-cpoles"
->polos celestes</link
-> norte y sur. </para
-><para
->Sin embargo, hay una diferencia importante entre el sistema ecuatorial y el geográfico: este último está fijado a la Tierra, y rota junto a ella. El sistema ecuatorial está fijado a las estrellas<footnote id="fn-precess"
-><para
->en realidad, las coordenadas ecuatoriales no están tan fijadas a las estrellas. Vea <link linkend="ai-precession"
->precesión</link
->. Además si se utiliza <link linkend="ai-hourangle"
->ángulo horario</link
-> en lugar de ascensión directa, el sistema ecuatorial pasa a estar fijado a la Tierra en lugar de a las estrellas.</para
-></footnote
->, así que parece rotar por el cielo junto a ellas; pero, por supuesto, es la Tierra la que gira y el cielo permanece inmóvil. </para
-><para
->El ángulo de <firstterm
->latitud</firstterm
-> del sistema ecuatorial se denomina <firstterm
->declinación</firstterm
-> (dec para abreviar). Mide el ángulo de un objeto por encima o por debajo del ecuador celeste. El ángulo <firstterm
->longitudinal</firstterm
-> se denomina de <firstterm
->ascensión recta</firstterm
-> (AR para abreviar). Mide el ángulo de un objeto al este del <link linkend="ai-equinox"
->equinocio Vernal</link
->. A diferencia de la longitud, la ascensión directa se mide habitualmente en horas en vez de en grados, ya que la aparente rotación del sistema de coordenadas ecuatorial está muy relacionada con el <link linkend="ai-sidereal"
->tiempo sidereo</link
-> y el <link linkend="ai-hourangle"
->ángulo horario</link
->. Como una rotación total del cielo tarda 24 horas en completarse, hay (360 grados / 24 horas = ) 15 grados en una hora de ascensión recta. </para>
+<title>El sistema de coordenadas ecuatorial</title>
+<indexterm><primary>Sistemas de coordenadas celestes</primary>
+<secondary>El sistema de coordenadas ecuatorial</secondary>
+<seealso>Ecuador celeste</seealso> <seealso>Polos celestes</seealso> <seealso>Sistema de coordenadas geográficas</seealso> </indexterm>
+<indexterm><primary>Ascensión recta</primary><see>Coordenadas ecuatoriales</see></indexterm>
+<indexterm><primary>Declinación</primary><see>Coordenadas ecuatoriales</see></indexterm>
+
+<para>El <firstterm>sistema de coordenadas ecuatoriales</firstterm> es probablemente el sistema de coordenadas celeste más utilizado. Es además el que más se asemeja al <link linkend="ai-geocoords">sistema de coordenadas geográfico</link>, ya que ambos utilizan el mismo plano fundamental y los mismos polos. La proyección del ecuador terrestre sobre la esfera celeste se denomina <link linkend="ai-cequator">ecuador celeste</link>. Igualmente, la proyección de los polos geográficos sobre la esfera celeste define los <link linkend="ai-cpoles">polos celestes</link> norte y sur. </para><para>Sin embargo, hay una diferencia importante entre el sistema ecuatorial y el geográfico: este último está fijado a la Tierra, y rota junto a ella. El sistema ecuatorial está fijado a las estrellas<footnote id="fn-precess"><para>en realidad, las coordenadas ecuatoriales no están tan fijadas a las estrellas. Vea <link linkend="ai-precession">precesión</link>. Además si se utiliza <link linkend="ai-hourangle">ángulo horario</link> en lugar de ascensión directa, el sistema ecuatorial pasa a estar fijado a la Tierra en lugar de a las estrellas.</para></footnote>, así que parece rotar por el cielo junto a ellas; pero, por supuesto, es la Tierra la que gira y el cielo permanece inmóvil. </para><para>El ángulo de <firstterm>latitud</firstterm> del sistema ecuatorial se denomina <firstterm>declinación</firstterm> (dec para abreviar). Mide el ángulo de un objeto por encima o por debajo del ecuador celeste. El ángulo <firstterm>longitudinal</firstterm> se denomina de <firstterm>ascensión recta</firstterm> (AR para abreviar). Mide el ángulo de un objeto al este del <link linkend="ai-equinox">equinocio Vernal</link>. A diferencia de la longitud, la ascensión directa se mide habitualmente en horas en vez de en grados, ya que la aparente rotación del sistema de coordenadas ecuatorial está muy relacionada con el <link linkend="ai-sidereal">tiempo sidereo</link> y el <link linkend="ai-hourangle">ángulo horario</link>. Como una rotación total del cielo tarda 24 horas en completarse, hay (360 grados / 24 horas = ) 15 grados en una hora de ascensión recta. </para>
 </sect2>
 
 <sect2 id="horizontal">
-<title
->El sistema de coordenadas horizontal</title>
-
-<indexterm
-><primary
->Sistemas de coordenadas celestes</primary>
-<secondary
->Coordenadas horizontales</secondary>
-<seealso
->Horizonte</seealso
-> <seealso
->Cénit</seealso
-> </indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Acimut</primary
-><see
->Coordenadas horizontales</see
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Altura</primary
-><see
->Coordenadas horizontales</see
-></indexterm>
-<para
->El sistema de coordenadas horizontal utiliza el <link linkend="ai-horizon"
->horizonte</link
-> local del observador como plano fundamental. Esto divide convenientemente el cielo en un hemisferio superior que puede ser visto, y un hemisferio inferior que permanece oculto (detrás de la propia Tierra). El polo del hemisferio superior se denomina <link linkend="ai-zenith"
->cénit</link
->. El polo del hemisferio inferior es el llamado <firstterm
->nadir</firstterm
->. El ángulo de un objeto por encima o por debajo del horizonte se denomina <firstterm
->elevación</firstterm
-> (el para abreviar). El ángulo de un objeto alrededor del horizonte (medido desde el norte, hacia el este) se llama <firstterm
->acimut</firstterm
->. El sistema de coordenadas horizontal también es conocido como sistema de coordenadas altoacimutal. </para
-><para
->El sistema de coordenadas horizontal está fijado a la Tierra, no a las estrellas. Por lo tanto, la elevación y el acimut de un objeto cambian con el tiempo, ya que el objeto parece desplazarse por el cielo. Además, como el sistema horizontal viene definido por el horizonte del observador, el mismo objeto visto desde distintos lugares de la Tierra al mismo tiempo, tendrá diferentes valores de elevación y acimut. </para
-><para
->Las coordenadas horizontales son muy útiles para determinar las horas de aparición (orto) y ocultación (ocaso) de un objeto en el cielo. Cuando un objeto tiene una elevación de 0 grados, está apareciendo (si su acimut es &lt; 180 grados) o desapareciendo (si su acimut es &gt; 180 grados). </para>
+<title>El sistema de coordenadas horizontal</title>
+
+<indexterm><primary>Sistemas de coordenadas celestes</primary>
+<secondary>Coordenadas horizontales</secondary>
+<seealso>Horizonte</seealso> <seealso>Cénit</seealso> </indexterm>
+<indexterm><primary>Acimut</primary><see>Coordenadas horizontales</see></indexterm>
+<indexterm><primary>Altura</primary><see>Coordenadas horizontales</see></indexterm>
+<para>El sistema de coordenadas horizontal utiliza el <link linkend="ai-horizon">horizonte</link> local del observador como plano fundamental. Esto divide convenientemente el cielo en un hemisferio superior que puede ser visto, y un hemisferio inferior que permanece oculto (detrás de la propia Tierra). El polo del hemisferio superior se denomina <link linkend="ai-zenith">cénit</link>. El polo del hemisferio inferior es el llamado <firstterm>nadir</firstterm>. El ángulo de un objeto por encima o por debajo del horizonte se denomina <firstterm>elevación</firstterm> (el para abreviar). El ángulo de un objeto alrededor del horizonte (medido desde el norte, hacia el este) se llama <firstterm>acimut</firstterm>. El sistema de coordenadas horizontal también es conocido como sistema de coordenadas altoacimutal. </para><para>El sistema de coordenadas horizontal está fijado a la Tierra, no a las estrellas. Por lo tanto, la elevación y el acimut de un objeto cambian con el tiempo, ya que el objeto parece desplazarse por el cielo. Además, como el sistema horizontal viene definido por el horizonte del observador, el mismo objeto visto desde distintos lugares de la Tierra al mismo tiempo, tendrá diferentes valores de elevación y acimut. </para><para>Las coordenadas horizontales son muy útiles para determinar las horas de aparición (orto) y ocultación (ocaso) de un objeto en el cielo. Cuando un objeto tiene una elevación de 0 grados, está apareciendo (si su acimut es &lt; 180 grados) o desapareciendo (si su acimut es &gt; 180 grados). </para>
 </sect2>
 
 <sect2 id="ecliptic">
-<title
->El sistema de coordenadas eclíptico</title>
+<title>El sistema de coordenadas eclíptico</title>
 
-<indexterm
-><primary
->Sistemas de coordenadas celestes</primary>
-<secondary
->Coordenadas eclípticas</secondary>
-<seealso
->Eclíptica</seealso>
+<indexterm><primary>Sistemas de coordenadas celestes</primary>
+<secondary>Coordenadas eclípticas</secondary>
+<seealso>Eclíptica</seealso>
 </indexterm>
-<para
->El sistema de coordenadas eclíptico utiliza la <link linkend="ai-ecliptic"
->eclíptica</link
-> como plano fundamental. La eclíptica es la ruta que parece serguir el Sol a través del cielo a lo largo de un año. Es además la proyección del plano orbital de la Tierra en la esfera celeste. El ángulo de latitud se denomina <firstterm
->latitud eclíptica</firstterm
->, y el ángulo longitudinal se llama <firstterm
->longitud eclíptica</firstterm
->. Al igual que la ascensión recta en el sistema ecuatorial, el punto cero de la longitud eclíptica es el <link linkend="ai-equinox"
->equinocio Vernal</link
->. </para
-><para
->¿Para qué cree que puede servir un sistema de coordenadas así? Si usted ha dicho que para cartografiar objetos del sistema solar, ha acertado. Cada uno de los planetas (excepto Plutón) orbitan alrededor del Sol más o menos en el mismo plano, así que siempre parecen estar en algún lugar cercano a la eclíptica (&ie;, siempre tienen latitudes eclípticas pequeñas). </para>
+<para>El sistema de coordenadas eclíptico utiliza la <link linkend="ai-ecliptic">eclíptica</link> como plano fundamental. La eclíptica es la ruta que parece serguir el Sol a través del cielo a lo largo de un año. Es además la proyección del plano orbital de la Tierra en la esfera celeste. El ángulo de latitud se denomina <firstterm>latitud eclíptica</firstterm>, y el ángulo longitudinal se llama <firstterm>longitud eclíptica</firstterm>. Al igual que la ascensión recta en el sistema ecuatorial, el punto cero de la longitud eclíptica es el <link linkend="ai-equinox">equinocio Vernal</link>. </para><para>¿Para qué cree que puede servir un sistema de coordenadas así? Si usted ha dicho que para cartografiar objetos del sistema solar, ha acertado. Cada uno de los planetas (excepto Plutón) orbitan alrededor del Sol más o menos en el mismo plano, así que siempre parecen estar en algún lugar cercano a la eclíptica (&ie;, siempre tienen latitudes eclípticas pequeñas). </para>
 </sect2>
 
 <sect2 id="galactic">
-<title
->El sistema de coordenadas galáctico</title>
+<title>El sistema de coordenadas galáctico</title>
 
-<indexterm
-><primary
->Sistemas de coordenadas celestes</primary>
-<secondary
->Coordenadas galácticas</secondary>
+<indexterm><primary>Sistemas de coordenadas celestes</primary>
+<secondary>Coordenadas galácticas</secondary>
 </indexterm>
 <para>
-<indexterm
-><primary
->Vía Láctea</primary
-></indexterm
-> El sistema de coordenadas galáctico utiliza la <firstterm
->Vía Láctea</firstterm
-> como plano fundamental. El ángulo de latitud se denomina <firstterm
->latitud galáctica</firstterm
->, y el ángulo longitudinal <firstterm
->longitud galáctica</firstterm
->. Este sistema de coordenadas es útil para estudiar la propia galaxia. Por ejemplo, usted puede querer estudiar la variación de la densidad de las estrellas en función de su latitud galáctica, o como varía el grosor de la Vía Láctea. </para>
+<indexterm><primary>Vía Láctea</primary></indexterm> El sistema de coordenadas galáctico utiliza la <firstterm>Vía Láctea</firstterm> como plano fundamental. El ángulo de latitud se denomina <firstterm>latitud galáctica</firstterm>, y el ángulo longitudinal <firstterm>longitud galáctica</firstterm>. Este sistema de coordenadas es útil para estudiar la propia galaxia. Por ejemplo, usted puede querer estudiar la variación de la densidad de las estrellas en función de su latitud galáctica, o como varía el grosor de la Vía Láctea. </para>
 </sect2>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/solarsys.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/solarsys.docbook
index e7fee604e3c..eb43055b0d5 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/solarsys.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/solarsys.docbook
@@ -1,35 +1,23 @@
 <sect1 id="tool-solarsys">
-<title
->Visor del sistema solar</title>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary>
-<secondary
->Visor del sistema solar</secondary>
+<title>Visor del sistema solar</title>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary>
+<secondary>Visor del sistema solar</secondary>
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 <screenshot>
-<screeninfo
->El visor del sistema solar </screeninfo>
+<screeninfo>El visor del sistema solar </screeninfo>
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     <imagedata fileref="solarsystem.png" format="PNG"/>
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   <textobject>
-    <phrase
->Visor del sistema solar</phrase>
+    <phrase>Visor del sistema solar</phrase>
   </textobject>
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 </screenshot>
 
-<para
->Esta herramienta muestra un modelo del sistema solar visto desde arriba, para la fecha y hora actuales de la ventana principal. El Sol se muestra como un punto amarillo en el centro del dibujo, y las órbitas de los planetas se dibujan como círculos con diámetros relativos correctos, centrados en el Sol. La posición actual de cada planeta en su órbita se dibuja como un punto coloreado junto con el nombre de una etiqueta. El área se puede ampliar y reducir con las teclas <keycap
->+</keycap
-> y <keycap
->-</keycap
->. </para>
+<para>Esta herramienta muestra un modelo del sistema solar visto desde arriba, para la fecha y hora actuales de la ventana principal. El Sol se muestra como un punto amarillo en el centro del dibujo, y las órbitas de los planetas se dibujan como círculos con diámetros relativos correctos, centrados en el Sol. La posición actual de cada planeta en su órbita se dibuja como un punto coloreado junto con el nombre de una etiqueta. El área se puede ampliar y reducir con las teclas <keycap>+</keycap> y <keycap>-</keycap>. </para>
 <note>
-<para
->La versión actual de esta herramienta muestra un modelo muy simplificado del sistema solar; tenemos previstas varias modificaciones en versiones futuras. Por ejemplo las órbitas se mostrarán como elipses, y no círculos perfectos. También se podrá centrar la imagen en cualquier lugar (en este momento el centro es fijo y está situado en el Sol) y se podrá modificar la fecha permitiendo generar una representación animada con un paso temporal variable. Finalmente desearíamos añadir cometas y asteorides. </para>
+<para>La versión actual de esta herramienta muestra un modelo muy simplificado del sistema solar; tenemos previstas varias modificaciones en versiones futuras. Por ejemplo las órbitas se mostrarán como elipses, y no círculos perfectos. También se podrá centrar la imagen en cualquier lugar (en este momento el centro es fijo y está situado en el Sol) y se podrá modificar la fecha permitiendo generar una representación animada con un paso temporal variable. Finalmente desearíamos añadir cometas y asteorides. </para>
 </note>
 </sect1>
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@@ -1,107 +1,72 @@
 <sect1 id="ai-stars">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
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->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Estrellas: Una introducción con preguntas y respuestas</title>
-<indexterm
-><primary
->Estrellas</primary
-></indexterm>
+<title>Estrellas: Una introducción con preguntas y respuestas</title>
+<indexterm><primary>Estrellas</primary></indexterm>
 
 <qandaset id="stars-faq">
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Qué son las estrellas?</para>
+<para>¿Qué son las estrellas?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
->Las <firstterm
->estrellas</firstterm
-> son masas esféricas gigantes y ligadas gravitacionalmente de (mayormente) hidrógeno gaseoso. Las estrellas son motores termonucleares; en la profundidas de los núcleos de las estrellas tiene lugar la fusión nuclear, donde la desidad es extrema y la temperatura alcanza decenas de millones de grados Celsius. </para>
+<para>Las <firstterm>estrellas</firstterm> son masas esféricas gigantes y ligadas gravitacionalmente de (mayormente) hidrógeno gaseoso. Las estrellas son motores termonucleares; en la profundidas de los núcleos de las estrellas tiene lugar la fusión nuclear, donde la desidad es extrema y la temperatura alcanza decenas de millones de grados Celsius. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Es el Sol una estrella?</para>
+<para>¿Es el Sol una estrella?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
->Sí, el Sol es una estrella. Es la pieza dominante de nuestro sistema solar. Comparada con otras estrellas, nuestro Sol es bastante normal; aparenta ser mucho más grande y brillante debido a que está millones de veces más cercana a nostros que cualquier otra estrella. </para>
+<para>Sí, el Sol es una estrella. Es la pieza dominante de nuestro sistema solar. Comparada con otras estrellas, nuestro Sol es bastante normal; aparenta ser mucho más grande y brillante debido a que está millones de veces más cercana a nostros que cualquier otra estrella. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Por qué brillan las estrellas?</para>
+<para>¿Por qué brillan las estrellas?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
->La respuesta corta es: las estrellas brillan debido a su alta temperatura. La realidad no es mucho más complicada que eso. Cualquier objeto calentado a miles de grados emite luz, igual que las estrellas. </para>
+<para>La respuesta corta es: las estrellas brillan debido a su alta temperatura. La realidad no es mucho más complicada que eso. Cualquier objeto calentado a miles de grados emite luz, igual que las estrellas. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->La siguiente pregunta obviamente es: ¿por qué las estrellas están tan calientes?</para>
+<para>La siguiente pregunta obviamente es: ¿por qué las estrellas están tan calientes?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
->Esta es una pregunta complicada. La respuesta más habitual es que las estrellas obtienen su calor de las reacciones de fusión termonuclear que se produce en sus núcleos. Sin embargo, esta no puede ser la causa determinante del calor, ya que una estrella debe estar muy caliente previamente para que pueda desencadenarse la fusión nuclear. La fusión únicamente puede mantener las altas temperaturas, no puede calentar una estrella. Una respuesta más correcta es que las estrellas están caliente porque se han colapsado. Las estrellas se forman a partir de nebulosas gaseosas difusas; al condensarse el gas de las nebulosas para formar una estrella el potencial energético gravitacional del material se libera, primero como energía cinética y finalmente como calor al incrementarse la densidad. </para>
+<para>Esta es una pregunta complicada. La respuesta más habitual es que las estrellas obtienen su calor de las reacciones de fusión termonuclear que se produce en sus núcleos. Sin embargo, esta no puede ser la causa determinante del calor, ya que una estrella debe estar muy caliente previamente para que pueda desencadenarse la fusión nuclear. La fusión únicamente puede mantener las altas temperaturas, no puede calentar una estrella. Una respuesta más correcta es que las estrellas están caliente porque se han colapsado. Las estrellas se forman a partir de nebulosas gaseosas difusas; al condensarse el gas de las nebulosas para formar una estrella el potencial energético gravitacional del material se libera, primero como energía cinética y finalmente como calor al incrementarse la densidad. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Son todas las estrellas iguales?</para>
+<para>¿Son todas las estrellas iguales?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
->La estrellas tienen muchas cosas en común: todas son esferas colapsadas de gas denso (mayormente hidrógeno), y producen fusiones nucleares en su centro o muy cerca de él. </para
-><para
->Sin embargo, las estrellas también presentan una gran diversidad en algunas de sus propiedades. Las estrellas más brillantes, brillan casi 100 millones de veces más que las más débiles. La temperatura superficial puede varias desde unos pocos miles de grados hasta 50.000 grados Celsius. Estas diferencias se producen fundamentalmene por las diferentes masas: las más grandes son más calientes y brillantes que las más pequeñas. La temperatura y la luminosidad también dependen del <emphasis
->estado evolutivo</emphasis
-> de la estrella. </para>
+<para>La estrellas tienen muchas cosas en común: todas son esferas colapsadas de gas denso (mayormente hidrógeno), y producen fusiones nucleares en su centro o muy cerca de él. </para><para>Sin embargo, las estrellas también presentan una gran diversidad en algunas de sus propiedades. Las estrellas más brillantes, brillan casi 100 millones de veces más que las más débiles. La temperatura superficial puede varias desde unos pocos miles de grados hasta 50.000 grados Celsius. Estas diferencias se producen fundamentalmene por las diferentes masas: las más grandes son más calientes y brillantes que las más pequeñas. La temperatura y la luminosidad también dependen del <emphasis>estado evolutivo</emphasis> de la estrella. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Qué es la secuencia principal?</para>
+<para>¿Qué es la secuencia principal?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
-><indexterm
-><primary
->Secuencia principal</primary
-></indexterm
-> La secuencia principal es el estado evolutivo de una estrella cuando su núcleo de hidrógeno está sufriendo la fusión. Este es el primer (y el más largo) estado de la vida de una estrella (sin incluir las fases de protoestrella). Lo que le ocurre a una estrella una vez se queda sin su núcleo de oxígeno se tratará en el artículo de la evolución estelar (próximamente). </para>
+<para><indexterm><primary>Secuencia principal</primary></indexterm> La secuencia principal es el estado evolutivo de una estrella cuando su núcleo de hidrógeno está sufriendo la fusión. Este es el primer (y el más largo) estado de la vida de una estrella (sin incluir las fases de protoestrella). Lo que le ocurre a una estrella una vez se queda sin su núcleo de oxígeno se tratará en el artículo de la evolución estelar (próximamente). </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
 <qandaentry>
 <question>
-<para
->¿Cuánto dura una estrella?</para>
+<para>¿Cuánto dura una estrella?</para>
 </question>
 <answer>
-<para
->La vida de una estrella depende mucho de su masa. Las estrellas con más masa son más calientes y brillan mucho más, provocando que su combustible nuclear se consuma mucho más rápido. La estrellas más grandes (unas 100 veces más grandes que el Sol), se quedarán sin combustible en unos pocos millones de años; mientras que las estrellas más pequeñas (con aproximandamente un diez por ciento de la masa del Sol), al consumir mucho menos, brillarán durante <emphasis
->billones</emphasis
-> de años. Lo cual es mucho más tiempo de lo que lleva de vida el Universo. </para>
+<para>La vida de una estrella depende mucho de su masa. Las estrellas con más masa son más calientes y brillan mucho más, provocando que su combustible nuclear se consuma mucho más rápido. La estrellas más grandes (unas 100 veces más grandes que el Sol), se quedarán sin combustible en unos pocos millones de años; mientras que las estrellas más pequeñas (con aproximandamente un diez por ciento de la masa del Sol), al consumir mucho menos, brillarán durante <emphasis>billones</emphasis> de años. Lo cual es mucho más tiempo de lo que lleva de vida el Universo. </para>
 </answer>
 </qandaentry>
 
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/timezones.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/timezones.docbook
index 8cee9a01e37..fa28b8af7a3 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/timezones.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/timezones.docbook
@@ -1,32 +1,9 @@
 <sect1 id="ai-timezones">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Zonas horarias</title>
-<indexterm
-><primary
->Zonas horarias</primary>
+<title>Zonas horarias</title>
+<indexterm><primary>Zonas horarias</primary>
 </indexterm>
-<para
->La Tierra es esférica, y la mitad de ella está siempre iluminada por el Sol. Sin embargo, como la Tierra gira, la mitad iluminada está cambiando constantemente. Nos damos cuenta de esto al pasar los días, donde quiera que estemos en la superficie terrestre. En un instante concreto, hay lugares de la Tierra pasando de la mitad oscura a la mitad iluminada (lo que se percibe como el <emphasis
->amanecer</emphasis
-> en la superficie). En ese mismo instante, en el lado opuesto de la Tierra, los puntos están pasando de la mitad iluminada a la oscuridad (lo que se percibe como <emphasis
->anochecer</emphasis
-> en esos lugares). Así que, en cualquier momento dado, diferentes lugares de la Tierra están experimentando diferentes momentos del día. Por lo tanto, la hora solar se define localmente, de forma que la hora del reloj de cualquier lugar describe la parte del día de forma coherente. </para
-><para
->Esta localización del tiempo está acompañada de la división del globo en 24 divisiones verticales llamadas <firstterm
->zonas horarias</firstterm
->. La hora local es la misma en cualquier zona dada, pero la hora de cada zona es una <emphasis
->menos</emphasis
-> que la de la zona colindante en el este. En realidad, esta es una simplificación idealizada, ya que los límites de las zonas horarias reales no son líneas rectas verticales, ya que en muchas ocasiones deben seguir las fronteras de los paises y otras consideraciones políticas. </para
-><para
->Teniendo en cuenta que la hora local se incrementa en una hora al moverse hacia zonas más al este, si se moviese por las 24 zonas horarias, acabaría un día por delante de donde empezó. Para tratar con esta paradoja, existe la <firstterm
->línea de fecha internacional</firstterm
->, que es una frontera de zonas horarias en el Océano Pacífico, entre Asia y América del Norte. Los lugares inmediatamente al este de esta línea están 24 horas más atrás que los lugares inmediatamente al oeste. Esto lleva a un interesante fenómeno. Un vuelo directo desde Australia a California llega antes de salir. Además, la línea de fecha internacional cruza las islas Fiji, así que si tiene un mal día en la zona oeste de Fiji, siempre puede ir a la zona este y volver a vivir ese mismo día. </para>
+<para>La Tierra es esférica, y la mitad de ella está siempre iluminada por el Sol. Sin embargo, como la Tierra gira, la mitad iluminada está cambiando constantemente. Nos damos cuenta de esto al pasar los días, donde quiera que estemos en la superficie terrestre. En un instante concreto, hay lugares de la Tierra pasando de la mitad oscura a la mitad iluminada (lo que se percibe como el <emphasis>amanecer</emphasis> en la superficie). En ese mismo instante, en el lado opuesto de la Tierra, los puntos están pasando de la mitad iluminada a la oscuridad (lo que se percibe como <emphasis>anochecer</emphasis> en esos lugares). Así que, en cualquier momento dado, diferentes lugares de la Tierra están experimentando diferentes momentos del día. Por lo tanto, la hora solar se define localmente, de forma que la hora del reloj de cualquier lugar describe la parte del día de forma coherente. </para><para>Esta localización del tiempo está acompañada de la división del globo en 24 divisiones verticales llamadas <firstterm>zonas horarias</firstterm>. La hora local es la misma en cualquier zona dada, pero la hora de cada zona es una <emphasis>menos</emphasis> que la de la zona colindante en el este. En realidad, esta es una simplificación idealizada, ya que los límites de las zonas horarias reales no son líneas rectas verticales, ya que en muchas ocasiones deben seguir las fronteras de los paises y otras consideraciones políticas. </para><para>Teniendo en cuenta que la hora local se incrementa en una hora al moverse hacia zonas más al este, si se moviese por las 24 zonas horarias, acabaría un día por delante de donde empezó. Para tratar con esta paradoja, existe la <firstterm>línea de fecha internacional</firstterm>, que es una frontera de zonas horarias en el Océano Pacífico, entre Asia y América del Norte. Los lugares inmediatamente al este de esta línea están 24 horas más atrás que los lugares inmediatamente al oeste. Esto lleva a un interesante fenómeno. Un vuelo directo desde Australia a California llega antes de salir. Además, la línea de fecha internacional cruza las islas Fiji, así que si tiene un mal día en la zona oeste de Fiji, siempre puede ir a la zona este y volver a vivir ese mismo día. </para>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/tools.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/tools.docbook
index 9e0245077d1..7068da144ec 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/tools.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/tools.docbook
@@ -1,61 +1,16 @@
 <chapter id="tools">
-<title
->Herramientas de KStars</title>
+<title>Herramientas de KStars</title>
 <para>
-<indexterm
-><primary
->Herramientas</primary
-></indexterm
-> &kstars; incluye una serie de herramientas que le permitirán explorar aspectos más avanzados de la astronomía y el cielo nocturno. </para>
+<indexterm><primary>Herramientas</primary></indexterm> &kstars; incluye una serie de herramientas que le permitirán explorar aspectos más avanzados de la astronomía y el cielo nocturno. </para>
 
 <itemizedlist>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-details"
->Detalles del objeto</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-calculator"
->Calculadora astronómica</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-aavso"
->Curvas de luz AAVSO</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-altvstime"
->Altura frente a tiempo</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-whatsup"
->¿Qué hay esta noche?</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-scriptbuilder"
->Constructor de guiones</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-solarsys"
->Visor del sistema solar</link
-></para
-></listitem>
-<listitem
-><para
-><link linkend="tool-jmoons"
->Herramienta de las lunas de Júpiter</link
-></para
-></listitem>
+<listitem><para><link linkend="tool-details">Detalles del objeto</link></para></listitem>
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+<listitem><para><link linkend="tool-jmoons">Herramienta de las lunas de Júpiter</link></para></listitem>
 </itemizedlist>
 &tool-details; &tool-calculator; &tool-aavso; &tool-altvstime; &tool-whatsup; &tool-scriptbuilder; &tool-solarsys; &tool-jmoons; </chapter>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/utime.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/utime.docbook
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--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/utime.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/utime.docbook
@@ -1,54 +1,14 @@
 <sect1 id="ai-utime">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->Tiempo universal</title>
-<indexterm
-><primary
->Tiempo universal</primary>
-<seealso
->Zonas horarias</seealso>
+<title>Tiempo universal</title>
+<indexterm><primary>Tiempo universal</primary>
+<seealso>Zonas horarias</seealso>
 </indexterm>
-<para
->El tiempo de nuestros relojes es esencialmente un forma de medir la posición del Sol en el cielo, que es diferente en lugar con diferentes longitudes, debido a que la Tierra es redonda (vea <link linkend="ai-timezones"
->zonas horarias</link
->). </para
-><para
->Sin embargo, en ocasiones es necesario definir una hora global, una que sea la misma en todos los lugares de la Tierra. Una forma de hacer esto es elegir un lugar de la Tierra y adoptar su hora local como <firstterm
->Tiempo Universal</firstterm
->, (<abbrev
->TU</abbrev
-> de forma abreviada). (El nombre es un poco confuso, ya que tiempo universal no tiene nada que ver con el universo. Seguramente sería más correcto decir <emphasis
->hora global</emphasis
->). </para
-><para
->La posición geográfica elegida para representar el tiempo universal es Greenwich, en Inglaterra. La elección es arbitraria e histórica. El tiempo universal se convirtió en un concepto importante cuando los barcos europeos comenzaron a navegar en mar abierto, muy lejos de las costas. El navegante podía determinar la longitud en la que se encontraba el barco comparando la hora local (medida en función de la posición del Sol) con la hora del puerto de origen (mantenida por un reloj de precisión a bordo del barco). En Greenwich estaba el observatorio real inglés, que se encargaba de mantener la hora con una gran precisión, de forma que los barcos del puerto podría recalibrar sus relojes de abordo antes de partir. </para>
+<para>El tiempo de nuestros relojes es esencialmente un forma de medir la posición del Sol en el cielo, que es diferente en lugar con diferentes longitudes, debido a que la Tierra es redonda (vea <link linkend="ai-timezones">zonas horarias</link>). </para><para>Sin embargo, en ocasiones es necesario definir una hora global, una que sea la misma en todos los lugares de la Tierra. Una forma de hacer esto es elegir un lugar de la Tierra y adoptar su hora local como <firstterm>Tiempo Universal</firstterm>, (<abbrev>TU</abbrev> de forma abreviada). (El nombre es un poco confuso, ya que tiempo universal no tiene nada que ver con el universo. Seguramente sería más correcto decir <emphasis>hora global</emphasis>). </para><para>La posición geográfica elegida para representar el tiempo universal es Greenwich, en Inglaterra. La elección es arbitraria e histórica. El tiempo universal se convirtió en un concepto importante cuando los barcos europeos comenzaron a navegar en mar abierto, muy lejos de las costas. El navegante podía determinar la longitud en la que se encontraba el barco comparando la hora local (medida en función de la posición del Sol) con la hora del puerto de origen (mantenida por un reloj de precisión a bordo del barco). En Greenwich estaba el observatorio real inglés, que se encargaba de mantener la hora con una gran precisión, de forma que los barcos del puerto podría recalibrar sus relojes de abordo antes de partir. </para>
 <tip>
-<para
->Ejercicio:</para>
-<para
->Establezca la posición geográfica en <quote
->Greenwich, Inglaterra</quote
-> utilizando la ventana de <guilabel
->Establecer ubicación</guilabel
-> (<keycombo action="simul"
->&Ctrl;<keycap
->g</keycap
-></keycombo
->). Fíjese en que la hora local (<abbrev
->TL</abbrev
->) y el tiempo universal (<abbrev
->TU</abbrev
->) son ahora iguales. </para
-><para
->Bibliografía: la historia que encierra la construcción del primer reloj suficientemente preciso y estable como para poder utilizarlo en los barcos y mantener el tiempo universal, es fascinante, y está muy bien contada en el libro <quote
->Longitude</quote
->, de Dava Sobel. </para>
+<para>Ejercicio:</para>
+<para>Establezca la posición geográfica en <quote>Greenwich, Inglaterra</quote> utilizando la ventana de <guilabel>Establecer ubicación</guilabel> (<keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>g</keycap></keycombo>). Fíjese en que la hora local (<abbrev>TL</abbrev>) y el tiempo universal (<abbrev>TU</abbrev>) son ahora iguales. </para><para>Bibliografía: la historia que encierra la construcción del primer reloj suficientemente preciso y estable como para poder utilizarlo en los barcos y mantener el tiempo universal, es fascinante, y está muy bien contada en el libro <quote>Longitude</quote>, de Dava Sobel. </para>
 </tip>
 </sect1>
diff --git a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/zenith.docbook b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/zenith.docbook
index 5199cfdd7ad..b670fa0c39d 100644
--- a/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/zenith.docbook
+++ b/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/zenith.docbook
@@ -1,44 +1,14 @@
 <sect1 id="ai-zenith">
 <sect1info>
-<author
-><firstname
->Jason</firstname
-> <surname
->Harris</surname
-> </author>
+<author><firstname>Jason</firstname> <surname>Harris</surname> </author>
 </sect1info>
-<title
->El cénit</title>
-<indexterm
-><primary
->Cénit</primary>
-<seealso
->Coordenadas horizontales</seealso>
+<title>El cénit</title>
+<indexterm><primary>Cénit</primary>
+<seealso>Coordenadas horizontales</seealso>
 </indexterm>
-<para
->El cénit es el punto del cielo al que usted mira cuando mira <quote
->hacia arrba</quote
-> desde el suelo. Para más precisión, es el punto del cielo con una <firstterm
->elevación</firstterm
-> de +90 grados. Es el polo del <link linkend="horizontal"
->sistema horizontal de coordenadas</link
->. Geométricamente, es el punto de la <link linkend="ai-csphere"
->esfera celeste</link
-> intersectado por una línea dibujada desde el centro de la tierra hasta su posición en la superficie. </para
-><para
->El cénit es, por definición, un punto en el <link linkend="ai-meridian"
->meridiano local</link
->. </para>
+<para>El cénit es el punto del cielo al que usted mira cuando mira <quote>hacia arrba</quote> desde el suelo. Para más precisión, es el punto del cielo con una <firstterm>elevación</firstterm> de +90 grados. Es el polo del <link linkend="horizontal">sistema horizontal de coordenadas</link>. Geométricamente, es el punto de la <link linkend="ai-csphere">esfera celeste</link> intersectado por una línea dibujada desde el centro de la tierra hasta su posición en la superficie. </para><para>El cénit es, por definición, un punto en el <link linkend="ai-meridian">meridiano local</link>. </para>
 <tip>
-<para
->Ejercicio:</para>
-<para
->Se puede apuntar al cénit pulsando <keycap
->z</keycap
-> o seleccionando <guimenuitem
->Cénit</guimenuitem
-> en el menú <guimenu
->Posición</guimenu
->. </para>
+<para>Ejercicio:</para>
+<para>Se puede apuntar al cénit pulsando <keycap>z</keycap> o seleccionando <guimenuitem>Cénit</guimenuitem> en el menú <guimenu>Posición</guimenu>. </para>
 </tip>
 </sect1>