minor fixes in typing and typesetting

sections/objects/black-hole.tex

@@ -19,7 +19,7 @@ \subsection{Чёрные дыры}
 \end{equation}
 где $k$ --- постоянная Больцмана.
 
-\term{Квазар}~— центральная область галактики с активным ядром, содержащая свермассивную черную дыру. Квазары представляют собой очень яркие и в то же время далекие и древние источники, поэтому ввиду их малого параллакса их зачастую используют для калибровки точных астрометрических инструментов.
+\term{Квазар}~— центральная область галактики с активным ядром, содержащая свермассивную черную дыру. Квазары представляют собой очень яркие и, в то же время, далекие и древние источники, поэтому ввиду их малого параллакса их зачастую используют для калибровки точных астрометрических инструментов. На~\picRef{pic:spectrum-QSO} представлен характерный спектр квазара.
 
 \begin{figure}[h!]
     \centering

sections/objects/degen-stars.tex

@@ -1,21 +1,21 @@
 \subsection{Вырожденные звёзды}
-\term{Вырожденные звезды}~--- звезды, в которых силам гравитации противостоят силы давление вырожденного газа. К таким относятся \imp{белые карлики} и \imp{нейтронные звезды}.
+\term{Вырожденные звезды}~--- звезды, в которых силам гравитации противостоят силы давления вырожденного газа. К таким относятся \imp{белые карлики} и \imp{нейтронные звезды}.
 
-\begin{wrapfigure}[16]{r}{0.4\tw}
+\begin{wrapfigure}[13]{r}{0.38\tw}
     \centering
-    \vspace{-0.7pc}
+    \vspace{-1pc}
     \tikzsetnextfilename{mass-radius-wd}
     \begin{tikzpicture}
         \begin{axis}[
-            width    =    4cm,
-            height    =    6cm,
+            width    =    4.5cm,
+            height    =    5cm,
             xmax     =    0.8,
             xmin    =    -0.6,
             ymax    =    -1.5,
             ymin     =     -3.5,
-            ylabel    =    {$\log\frac{R}{R_{\astrosun}}$},
-            xlabel     =     {$\log\frac{M}{M_{\astrosun}}$}
-        ]
+            ylabel    =    {$\lg R / R_{\odot}$},
+            xlabel     =     {$\lg M / M_{\odot}$}
+        ] 
             \addplot [domain=-0.6:0.146, samples = 100, black, smooth]{
             ln(
                 (
@@ -31,9 +31,17 @@ \subsection{Вырожденные звёзды}
     \label{pic:mass-radius-wd}
 \end{wrapfigure}
 
-\term{Белые карлики}~--- проэволюционировавшие звёзды лишённые собственных источников термоядерной энергии и светящие за счёт остывания. Масса белого карлика находится в диапазоне от $0.6M_{\odot}$ до $1.44 M_{\odot}$. Верхняя границы массы белого карлика называется пределом Чандрасекара, звезда с массой больше данного предела не может существовать как белый карлик. Радиус белых карликов примерно в $10^2$ раз меньше солнечного, т.е. можно считать, что $R_\text{БК} \simeq R_\oplus$. Плотность белых карликов лежит в диапазоне $10^7$\,--\,$10^{10}$~$\text{кг}/\text{м}^3$. Зависимость масса-радиус для белых карликов имеет сложную форму \lookPicRef{pic:mass-radius-wd}. Вертикальная асимптота на графике соотвтетствует пределу Чандрасекара. 
+\term{Белые карлики}~--- проэволюционировавшие звёзды, лишённые собственных источников термоядерной энергии и светящие за счёт остывания. Масса белых карликов находится в диапазоне от $0.6M_{\odot}$ до $1.44 M_{\odot}$. Верхняя граница массы белых карликов называется \imp{пределом Чандрасекара}, звезда с массой больше данного предела не может существовать как белый карлик. 
 
-Спектры белых карликов отличаются от спектров невырожденных звёзд. Главной особенностью являются \imp{широкие линии поглощения}, также примечательно малое присутствие или вовсе отсутсвие слабых линий в спектре. Белые карлики принято выделять в отдельный спектральный класс D, а подклассы выделяют по принципу присутствия тех или иных спектральных линий в спектре. Основные подклассы: \term{DA} и \term{DB}. Остальные подклассы представляются немногочисленными. Между этими двумя подклассами наблюдается количественное соотношение 80:20, оно объясняется эволюцией: на последних стадиях жизни у пульсирующий красных гигантов уже присутствует вырожденное ядро окруженное водородным слоевым источником. Вследствие накопления гелия в ядре периодически происходит \imp{гелиевая вспышка} — вырождение внешних гелиевых слоёв ядра и резкое ускорение реакций. Однако после выгорания накопленного гелия происходит очередной поджог водородного слоевого источника. Красный гигант может сбросить оболочку в любой стадии, при сбросе в период гелиевой вспышки образуется гелиевый белый карлик класса DB, а если сброс произошел в период горения водородного слоевого источника — обнажится водородный белый карлик класса DA. Длительность гелиевой вспышки составляет около 20\% от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов. На \picRef{pic:mass-radius-wd} приведены типовые спектры белых карликов класса DA и класса DB.
+Радиус белых карликов примерно в $10^2$ раз меньше солнечного, т.\,е. можно считать, что $R_\text{БК} \simeq R_\oplus$. Плотность белых карликов лежит в диапазоне $10^7$\,--\,$10^{10}$~$\text{кг}/\text{м}^3$. Зависимость масса-радиус для белых карликов имеет сложную форму, \lookPicRef{pic:mass-radius-wd}. Вертикальная асимптота на графике соответствует пределу Чандрасекара. 
+
+Спектры белых карликов отличаются от спектров невырожденных звёзд. Главной особенностью являются \imp{широкие линии поглощения}, также примечательно малое присутствие или вовсе отсутсвие слабых линий в спектре. 
+
+Белые карлики принято выделять в отдельный спектральный класс D, а подклассы выделяют по принципу присутствия тех или иных спектральных линий в спектре. Основные подклассы:~\term{DA} и~\term{DB}. Остальные подклассы представляются немногочисленными. 
+
+Между этими двумя подклассами наблюдается количественное соотношение 80:20, оно объясняется эволюцией: на последних стадиях жизни у пульсирующий красных гигантов уже присутствует вырожденное ядро окруженное водородным слоевым источником. Вследствие накопления гелия в ядре периодически происходит \imp{гелиевая вспышка}~--- вырождение внешних гелиевых слоёв ядра и резкое ускорение реакций. Однако после выгорания накопленного гелия происходит очередной поджог водородного слоевого источника. 
+
+Красный гигант может сбросить оболочку в любой стадии, при сбросе в период гелиевой вспышки образуется гелиевый белый карлик класса DB, а если сброс произошел в период горения водородного слоевого источника~--- обнажится водородный белый карлик класса DA. Длительность гелиевой вспышки составляет около 20\% от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение числа водородных и гелиевых карликов. На \picRef{pic:mass-radius-wd} приведены типовые спектры белых карликов класса DA и класса DB.
 
 
 \begin{figure}[h!]
@@ -47,7 +55,7 @@ \subsection{Вырожденные звёзды}
                 vertical sep=0.5cm
             },
             width=\tw,
-            height=5cm
+            height=4cm
             ]
             \nextgroupplot[
                 yticklabels={0, 1},
@@ -76,6 +84,6 @@ \subsection{Вырожденные звёзды}
     \label{pic:spectrum-wd}
 \end{figure}
 
-\term{Нейтронная звезда}~--- сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва Сверхновой. Вещество нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов. Масса нейтронной звезды лежит в пределах от $0.1M_{\odot}$ до $2$\,--\,$2.8M_{\odot}$ (предел Оппенгеймера-Волкова). Размер данной звезды составляет лишь $10$\,--\,$20$~км, а плотность составляет $10^{16}$\,--\,$10^{18}$ $\text{кг}/\text{м}^3$.  Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Так как нейтронные звёзды образуются в результате  коллапса массивных звёзд, то из-за сохранения момента импульса скорость их вращения может достигать $10^5$~км/с. При наличии сильного магнитного поля и быстром вращении нейтронная звзеда может наблюдаться с Земли как \term{пульсар}.
+\term{Нейтронная звезда}~--- сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва \imp{сверхновой}. Нейтронные звёзды состоят в основном из нейтронов. Масса нейтронных звезд лежит в пределах от $0.1M_{\odot}$ до $2$\,--\,$2.8M_{\odot}$~--- \imp{предел Оппенгеймера-Волкова}. Размер таких звёзд составляет лишь 10\,--\,20~км, а плотность~--- $10^{16}$\,--\,$10^{18}$ $\text{кг}/\text{м}^3$.  Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронных звёзд препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Так как нейтронные звёзды образуются в результате  коллапса массивных звёзд, то из-за сохранения момента импульса скорость их вращения на экваторе может достигать $10^5$~км/с. При наличии сильного магнитного поля и быстром вращении нейтронная звезда может наблюдаться с Земли как \term{пульсар}.
 
 

sections/objects/galaxies.tex

@@ -2,7 +2,6 @@ \subsection{Галактики}
 \term{Морфологическая классификация галактик}~--- система разделения галактик на группы по визуальным признакам, используемая в астрономии. Наиболее известной является классификация, разработанная Хабблом и дополненная другими учеными.~\cite{hubble_fork}
 \begin{figure}[h!]
     \centering
-    \vspace{-.9pc}
     \includegraphics[width=0.65\tw]{hubble-fork.pdf}
     \caption{<<Вилка Хаббла>>}
 \end{figure}