Vážení čtenáři, 
tímto příspěvkem se pokusíme na stránkách Instantních astronomických novin rozpoutat diskusi o podobě astronomických učebnic a vůbec jakýchkoli astronomických publikací. Příspěvky nám slíbilo již několik českých popularizátorů -- postupně je budeme uveřejňovat právě v této rubrice. Samozřejmě, že nás zajímá i váš názor. Chcete-li přispět do diskuse, stačí nám poslat e-mail. Váš příspěvek vyjde v nejbližším vydání IAN. 
Na toto téma dosud vyšlo: 
 
 

Michael A. C. Perryman (foto IAN)Svět podle sondy Hipparcos 
Rozhovor s Michaelem A. C. Perrymanem, vědeckým ředitelem projektu Hipparcos 
  
Sonda Hipparcos byla jedním z nejúspěšnějších projektů posledních let. Mohl byste nás alespoň stručně seznámit s nejzajímavějšími výsledky a především pak o dopadech na rozvoj astronomie? 
 
Hipparcos především dokázal, že poprvé v historii lidstva můžeme spolehlivě udat polohy a vzdálenosti stálic až do vzdálenosti dvou, tří, čtyř set světelných let. Předchozí měření ze Země totiž trpěla velkou nejistotou. V posledních desetiletích se teorie stavby a vývoje hvězd, stavby a vývoje Galaxie dostaly natolik daleko, že přesnost pozemských pozorování značně pokulhávala za modely. Teprve Hipparcos poskytl takové údaje, které odpovídají spolehlivosti předpovědí a požadavkům, jež vyžadují teorie. 
Možná by bylo dobré, kdybych uvedl pár příkladů. V blízkých oblastech vesmíru astronomy posledních třicet, čtyřicet let hodně zajímala hustota hvězd v jisté vzdálenosti od Slunce, řekněme do 25 parseků (pozn. 1 parsek = 3,26 světelného roku). Což představovalo dostatečně velký objem, aby se získal reprezentativní vzorek stálic. 
Z měření sondy jsme zjistili značný rozdíl mezi tím, co se předpokládalo, že leží do vzdálenosti dvaceti pěti parseků, a skutečností. Například řada hvězd, které se podle fotometrických odhadů do této oblasti vešly, leží o hodně dál. To tedy znamená, že před naší misí neexistovala správná představa o typických hvězdách. A to dokonce pro populaci co se nachází v těsné blízkosti Slunce. 
V katalogu sondy Hipparcos je do vzdálenosti 25 parseků několik tisíc stálic. Ve srovnání se vzdáleností osm kiloparseků ke středu Galaxie je to samozřejmě žalostně málo. My jsme ale donedávna spolehlivě neznali ani naše nejbližší okolí. Přitom je to velmi důležité: Například pro počáteční rozdělení hmotností stálic, stáří populace v galaktickém disku, tempo tvorby hvězd a luminositní funkci. 
Studií, ve kterých se používají měření ze sondy Hipparcos, je mnoho. Příkladem mohou být stálice pozdních spektrálních typů, jež jsou v souboru do 25 parseků docela dobře zastoupeny. Jsou slabé a ve větších vzdálenostech jen těžko pozorovatelné. Naopak hvězdy raných spektrálních typů jsou vidět i z velkých vzdáleností, avšak jejich prostorová hustota je velmi nízká. Blízko jich tudíž leží poměrně málo. Porovnáním těchto dvou skupin hvězd určili astronomové hustotu hmoty v galaktickém disku. Vyloučili tak přítomnost temné hmoty v této části Galaxie. 
O temné hmotě však astronomové vědí, jelikož se projevuje v rotaci Galaxie. Dnes ale spolehlivě víme, že tato zvláštní látka -- o jejíž vlastnostech prakticky nic neznáme -- není koncentrována v disku. 
Jiným příkladem je technika zvaná heliosesmologie. Existují totiž odborníci, kteří se snaží o seismologii jiných hvězd než Slunce -- dívají se na rychlé fotometrické změny. Pokud dokážeme tyto oscilace měřit, dostaneme mocný nástroj ke studiu vnitřní struktury. Dosud sice nemáme žádný potvrzený případ takových změn u stálice slunečního typu, ale již existuje jeden dobrý kandidát: éta Bootis. 
V jejím případě byly předchozí odhady vzdálenosti z pozemských pozorování zatíženy značnou chybou. Takže teoretické předpovědi nesouhlasily s pozorování, avšak dle vzdálenosti podle sondy došlo k velmi pěkné shodě modelu s pozorovanou frekvencí změn jasnosti. 
Družic, které se budou zabývat měřením zmíněných oscilací, bude přibývat. Údaje o přesné vzdálenosti a zářivém výkonu jsou tudíž velmi důležité. 
Dovolte mi, abych nyní přešel k dalšímu tématu, a to k měření vzdáleností v naší Galaxii a vůbec ke škále vzdáleností. Jedná se o takový "svatý grál" všech astronomů. Téma, které je velmi důležité od objevu Edwina Hubbla ve dvacátých létech tohoto století, kdy zjistil, že červený posuv spekter galaxií roste s jejich vzdáleností. Odtud lze odvodit množství velmi zajímavých informací pro kosmology. 
Takovým základním milníkem pro vytvoření škály vzdáleností jsou již po dlouhou dobu Hyády. Vzdálenosti této otevřené hvězdokupy bylo v tomto století věnováno snad největší počet astronomických publikací. A i když se podíváme pouze deset let před misi Hipparcos, tak i v tomto období najdete velice rozdílné výsledky (viz přiložený diagram). 

 
K určení vzdálenosti byly použity různé metody. Hyády jsou přitom poměrně blízko, pouhých čtyřicet parseků. Vzdálenost této hvězdokupy je důležitá, jelikož se podle ní hledá tvar hlavní posloupnosti v Hertzsprungově-Russelově diagramu. Na tomto základě se pak odhadují vzdálenosti ostatních hvězdokup, následně dalších objektů, postupně až ke vzdáleným galaxiím. Hyády jsou tudíž velmi důležité pro měření vzdáleností po celém vesmíru. 
Dříve se vzdálenost Hyád měřila především tzv. úběžníkovou metodou. Tedy geometrickým postupem založeným na vlastních pohybech členů kupy. Používaly se též trigonometrické paralaxy, radiální rychlosti. Další metody se opíraly o teorie hvězdného vývoje a o dvojhvězdy. To vše se velice změnilo: dnes můžeme říci, že jsme určili na základě precizních trigonometrických paralax vzdálenost Hyád, tzv. modul vzdálenosti, 3,33+-0.01 magnitudy. 
V katalogu sondy je asi dvě stě padesát stálic náležících k Hyádám. Známe tedy velmi dobře jejich prostorovou strukturu. Samozřejmě se jedná o skupinu hvězd s přesně stejným stářím, vesměs stejného počátečního chemického složení. Když je sledujeme, můžeme velmi přesně testovat teorii hvězdného vývoje, jak se stavba stálice mění s časem v závislosti na počáteční hmotnosti. 
V Hyádách se také pozoruje, jak se hvězdy pohybují uvnitř kupy. Ukazuje se, že taková směrodatná odchylka rychlostí je tři sta metrů za sekundu. Což je docela úžasné. 
Můžeme též vidět rozložení hmotností. Třeba to, že stálice s větší hmotností jsou koncentrované v centru, kde je současně i větší podíl dvojhvězd. Sledujeme také objekty, jež z hvězdokupy utíkají do okolního galaktického prostoru. Tedy jakýsi rozpad kupy. 
U Hyád všechno vychází tak, jak má. U Plejád to však už tak není. Předchozí odhady vzdáleností se liší od našich výsledků. Vzdálenost Plejád je asi 110 parseků, což je o deset procent méně, než se dosud soudilo. Po publikaci našich měření se rozvinula velká diskuze: někteří autoři tvrdí, že naše data jsou asi o jednu milisekundu chybná. My se domníváme, že tam nic takového není -- ostatně vždyť jsme tato měření zpracovávali my. 
Konec konců astronomie má takovou vlastnost, že když nějakou věc tvrdíte chybně, pak se časem jako chyba i ukáže. Stejně tak když přijdete se správnou věcí, zjistíte, že je to pravda. Je možné, že bude nutné revidovat fotometrická pozemní měření jasnosti Plejád, údajů o zastoupení prvků těžších než helium (tzv. metalicitě). Kdybych si měl vsadit, zda se ukážou chybné předpoklady u starších pozorováních a nebo u sondy Hipparcos, pak se spolehnu na sondu. Doufám tedy, že se ukáže, že byla nějaká chyba u dřívějších pozorovatelů. 
Podívejme se ale do větších vzdáleností. Rozložení hlavní posloupnosti v Hyádách a také v Plejádách je velmi důležité pro určování větších vzdáleností. Především je nutné překlenout vzdálenost k Magellanovým mračnům a i cefeidám. (Jinou cestou je studovat velmi staré hvězdy druhé populace, tzv. podtrpaslíky. To umožňuje určit vzdálenost kulových hvězdokup a tak i proměnných typu RR Lyrae v Magellanových mračnech.) 
Pojďme k cefeidám. Tyto proměnné jsou velmi krásné, jelikož pulzují a existuje u nich pěkný vztah mezi periodou pulzace a zářivým výkonem. Jakmile tedy znáte periodu, zjistíte výkon a při porovnání s pozorovanou jasností dostanete vzdálenost. 
Problém cefeid je v tom, že jsou velmi vzácné. Přesto v Hipparcových katalozích existují data o těchto hvězdách a vzorek je dostatečný k alespoň nějakým závěrům o jejich vzdálenostech. Už se objevilo dost prací, udávajících novou vzdálenost k Velkému Magellanovu mračnu (opět díky naší sondě). Metody, jež se k tomu použily, byly pestré a mnohdy velmi pozoruhodné. Přesto existuje velká nejistota ohledně vzdálenosti této satelitní galaxie -- výsledky různých metod opřených o nová data se liší až moc (viz přiložený diagram). Krajní hodnoty jsou odchylné až o třicet procent vzdálenosti. Soudím ale, že se v blízké budoucnosti, během dvou tří let, rozdíly vyjasní a vzdálenost Velkého Magellanova mračna bude přesnější. Tím získáme dobrou škálu vzdáleností a můžeme srovnávat pozorované údaje s teoretickými představami o hvězdném vývoji. 
 
 
Škála vzdáleností bližších hvězd je také důležitá při sledování galaxií a nakonec i při odhadu stáří vesmíru. Již dlouhou dobu existuje rozpor v odhadech z kosmologických údajů (tj. z rozpínání vesmíru) a mezi tím, jak staré jsou různé objekty. Zkrátka nejstarší hvězdy v Galaxii vypadají starší než vesmír podle kosmologických odhadů. To je samozřejmě nesmysl, tak to být nemůže. Ať už máte jakýkoli model vesmíru a jakýkoli model vývoje stálic, je jistě nutné, aby hvězdy vyšly mladší. 
Když chcete použít data ze sondy Hipparcos, je nejdříve nutné vybrat ty nejstarší hvězdy. Zřejmě se nacházejí alespoň v některých v kulových hvězdokupách. To jsou nejstarší objekty ve vesmíru. 
Stáří kulových hvězdokup se zjišťuje porovnáním pozorované hlavní posloupností a teoreticky spočítané na základě našich představ o hvězdném vývoji. Dle starých dat ze Země vychází zhruba 18 miliard let. Naše mise posunuje tento věk na jedenáct až dvanáct miliard let, případně některé práce udávají až čtrnáct. Údaje ze sondy totiž ukazují, že hvězdokupy jsou dál, než jsme soudili. Jejich hvězdy tedy září víc a mohou být mladší. Současně se natahuje škála vzdáleností, která vede k pomalejšímu tempu rozpínání vesmíru a tedy nárůstu jeho věku než jak soudí kosmologové. Rozpor mezi stářím vesmíru a hvězd je dnes -- pokud nějaký, pak mnohem menší. 
 
Doposud jste mluvil o astrometrických výsledcích Hipparca, ale sonda nám poskytla i vynikající fotometrické údaje. 
 
Ano, Hipparcos byla sice především astrometrická mise, ale přinesla i mnoho velmi dobrých fotometrických údajů. Při vyhodnocování měření se ukázalo, že stálice typicky prošla stokrát zorným polem a my tak máme sto údajů o její jasnosti. A to jsou poměrně bohatá a hlavně velice spolehlivá data. Velká přesnost je výsledkem důkladné kalibrace sondy. 
V publikovaném katalogu jsou uvedena jednotlivá měření, dále střední jasnosti a samozřejmě i možná perioda světelných změn. Například je pozoruhodné, kolik se našlo nových zákrytových dvojhvězd. Předtím v souboru 25 tisíc stálic, které měl Hipparcos sledovat, bylo asi 400 zákrytových dvojhvězd. Ovšem analýza fotometrických dat ukázala, že jich je o čtyři sta až pět set více. Tyto soustavy jsou přitom velmi důležité například při určování hmotností jednotlivých složek. 
Sledování těchto zákrytových dvojhvězd je jednou z oblastí, kde spoléháme na spolupráci s amatérskými pozorovateli. V souboru je totiž mnoho případů, kdy Hipparcos spolehlivě zaznamenal jedno minimum jasnosti, ale již žádné další. Čili vůbec nevíme, jaká je perioda změn. Takovému čekání na další zákryt se ale jen stěží Zleva doprava: Michael A. C. Perryman, dr. Stanislav Stefl, dr. Jan Vondrak (foto IAN)mohou věnovat profesionální astronomové. Získat čas na větším dalekohledu k tomu, aby se člověk díval na hvězdu a čekal, zda se náhodou nezeslabí, je samozřejmě obtížné. Velký počet amatérských pozorovatelů, kteří mohou sledovat velký počet zákrytových dvojhvězd, je tedy nesmírně důležitá věc. 
Nejde ale jenom o zákrytové dvojhvězdy. Důležité je i další sledování polopravidelných proměnných hvězd. 
Velmi zajímavým výsledkem je i Hertzsprungův-Russelův diagram -- tedy graf, kde je na jedné ose zářivý výkon hvězdy a na druhé spektrum či teplota. Díky sondě dnes známe velmi přesně polohu v diagramu u řady proměnných hvězd a tedy i oblasti diagramu, kde může docházet k proměnnosti. Velice dobře jsou zde vidět oblasti, kde jsou hvězdy velmi často výrazně proměnné. 
Zajímavé je, že problém umístění v H-R diagramu není jako v minulosti dán vzdáleností hvězdy a tedy výkonu, ale nejistotou fotometrickou -- nejsou dostatečně přesné údaje o jasnosti hvězdy nebo dokonce o tom, jaký je její barevný index B-V a tedy jaká je její teplota. To se samozřejmě jedná o fotometrii v různých filtrech, tedy fotometrii pozemskou. 
Zjišťování hvězdných velikostí v systému Hipparcos se ukázalo mnohem přesnější než většina odborníků čekala. Bylo to vlastně překvapení. Je zřejmé, že na základě této fotometrie v budoucnosti vznikne ještě mnoho různých prací. 
Jiným zajímavým výsledkem mise je test obecné teorie relativity. Podle ní se světlo procházející kolem Slunce ohýbá. V těsném sousedství slunečního disku velikost tohoto odklonu činí 0,7 úhlové vteřiny. Devadesát stupňů daleko existuje také, ale o pouze o čtyři miliontiny úhlové vteřiny. Což je o tři řády méně než je typická nejistota Hipparcos behem pozemskych zkousek (foto ESA)našich měření. Pro celý soubor pozorovaných hvězd však existuje docela ostrý limit ve velikosti takového ohybu a ukazuje se, že je v dobrém souladu s obecnou teorií relativity. Což je cenné i proto, že není ověřován v těsné blízkosti Slunce, ale ve všech směrech. 
Oblastí, kde se sondě nepodařilo udělat žádné převratné objevy, je hledání a zkoumání systému podobných sluneční soustavě. Ze tří takových nejznámějších -- 51 Pegasi, 70 Virginis a 47 Ursae Majoris, ale přece jenom nějaké výsledky jsou. 
Hledání menších těles u takových hvězd se vždy opíralo o měření radiálních rychlostí. Ty vám ale neprozradí hmotnosti planet, pouze jejich dolní limit. Není totiž jasné, jak je skloněna oběžná rovina objektu vůči zornému paprsku -- spojnici Slunce-hvězda. V případě, že by ležela kolmo, nepozorovali bychom žádné změny radiální rychlosti. Naopak největší jsou pro rovinu podél paprsku. 
Obecně je hmotnost planety rovna M.sin i (M hmotnost planety, i sklon dráhy vůči paprsku). Takže, když sin i neznáme, dostáváme pouze dolní odhad hmotnosti. V případě 47 Ursae Majoris činí tento součin asi jednu až dvě hmoty Jupiteru. 
Hipparcos může sledovat vlastní pohyb jasné hvězdy (tj. v rovině kolmé k zornému paprsku), nezávisle na sklonu oběžné roviny planety. Konkrétně u 47 UMa lze tímto způsobem získat horní odhad největší hmotnosti průvodce -- osm Jupiterů. 
Jiná situace ovšem nastane, až budou nové družice, jež umožní mikrosekundovou astrometrii. Pak bude možné najít průvodce o Jupiterově hmotnosti i u docela vzdálených hvězd do dvou set parseků (sedmi set světelných let). Sem patří asi tři sta tisíc stálic podobných Slunci. Předpokládá se, že asi tři procenta z nich mají "Jupiterova" průvodce. Takže najdeme kolem deseti tisíc planet a získáme i detailní informaci o oběžných dráhách těchto těles (výstřednosti, periodě). To už by byla velmi dobrá statistická data, která nám hodně prozradí o vývoji planetárních soustav. 
 
V poslední době se začíná mluvit o astrometrickém projektu GAIA. Mohl byste nám jej představit? 
 
Vždy jsem si myslel, že Hipparcos byl fundamentální projekt. GAIA je ovšem úplně fascinující. Zatím se provádí "studie proveditelnosti". Také se dokončuje zpráva o vědeckém významu projektu. Koncem příštího roku budou oba spisy postoupeny komisi, která bude rozhodovat o dalším velkém projektu Evropské kosmické agentury. A já pevně doufám, že uspějeme. 
Postup měření -- současně po celé obloze -- ověřený na misi Hipparcos lze použít i nadále. U GAIA se ale počítá s větší optikou, lepšími detektory a řadou dalších drobných zlepšení. V dosahu sondy tak budou všechny objekty až do 20. velikosti. Takových hvězd je přitom více než jedna miliarda. 
GAIA by měla být vybavená důmyslným systémem detektorů, takže by ji nemělo uniknout nic, co je jasnější než 20 magnitud a je zrovna v zorném poli. Ať už se jedná o proměnnou hvězdu, supernovu, transneptunické těleso či něco, o čem dosud vůbec nevíme. 
Předpokládáme, že přesnost pozorování GAIA bude ve všech směrech alespoň o dva řády lepší než u sondy Hipparcos. Takže ji u stálic, které mají kolem 15 magnitud, odhadujeme na deset mikrosekund, u jasnějších (12 mag) jen na tři mikrosekundy. Velmi dobrá by měla být i na limitu 20 magnitud. 
Při takové přesnosti lze určovat vzdálenosti s nejistotou jen deset procent i u hvězd v centru Galaxie! Pro srovnání deset mikrosekund odpovídá průměru lidského vlasu pozorovaného ze vzdálenosti deseti tisíc kilometrů. 
 
  
  
  
  
  
Srovnání přesnosti pozemských pozorování s výsledky sondy Hipparcos a budoucí misí GAIA. Žlutými body jsou vyznačeny střední polohy hvězd v nejbližším okolí Slunce. Světle modré úsečky pak příslušné nejistoty. Rozdíl je očividný. (Výrazná skupina stálic v horní části diagramů odpovídá Hyádám.) Zdroj ESA.
 
Velmi podstatné je, že by GAIA měla být vybavena i systémem pro zjišťování radiálních rychlostí hvězd, tedy třetí složky nutné k pochopení prostorových pohybů. U hvězd kolem 17. velikosti s nejistotou jeden kilometr za sekundu. Tato věc nám u mise Hipparcos ohromně chyběla. Dosud totiž homogenní katalog radiálních rychlostí neexistuje. 
Taktéž se očekává, že velké přesnosti dosáhnou i fotometrická měření v mnoha různých oborech spektra. 
Lze říci, že před sondou Hipparcos jsme měli jen velmi chabou představu o struktuře prostorového rozložení hvězd i v našem nejbližším okolí. Teď se situace velmi zlepšila. Ale po GAIA budeme mít dobrý stereoskopický pohled nejen na celou Galaxii, ale i do Magellanových mračen a některých blízkých galaxií. Tahle mapa by navíc byla pohyblivá, viděli bychom jak se v ní hvězdy pohybují. GAIA nám současně poskytne velmi přesné sčítání hvězd, které zahrne více než jedno procento počtu všech stálic v naší Galaxii. To bude ohromné množství informací o vzdálenostech, o kinematice a dynamice. Astronomové tak budou mít na celá desetiletí o práci vystaráno. 
 
Děkuji za rozhovor. 
Na JENAMu 98 se ptal Stanislav Štefl.
Při přípravě rozhovoru spolupracoval Jan Vondrák, přeložil Jan Hollan.
 
 
 
Mgr. J. Silhan (foto IAN)Konference nebo seminář? 
 
V č. 108 Instantních astronomických novin dne 9. listopadu vyšel článek Rudolfa Nováka Podzimní setkání proměnnářů v Brně, který je zpravodajstvím a kritickým zhodnocením akce, na níž mám svůj podíl. S některými úsudky autora článku souhlasím, jiných z nalezených nedostatků (a také kladů) si nejsem vědom, na druhé straně jsem ve svém počítači vytvořil soubor confer99 se seznamem dalších záležitostí, které se nám jako organizátorům letos nepovedly nebo na které jsme zapomněli. 
Rozdílnost našich zorných úhlů není tak veliká, aby si žádala polemiku s autorem. Zajímavé souvislosti však má názor, že setkání nemělo ve svém názvu mít slovo "konference", ale že se akce měla nazývat "seminář". 
Citujme z jednoho z posledních vydání slovníku cizích slov (Petráčková V., Kraus J. a kol.: Akademický slovník cizích slov I a II. Praha, Academia 1995): 
    konference, -e ž (z lat. přes franc.) 1. shromáždění, sněm, porada politiků, odborníků ap. k prodiskutování a řešení určitých otázek: k. ministrů zahraničí; vědecká k.; instituce z takového shromáždění vzešlá: <dř.> K. pro bezpečnost a spolupráci v Evropě 2. klasifikační porada učitelského sboru: pololetní k. 
    seminář, -e m (z lat.) 1. vysokoškolské cvičení doplňující jako forma výuky univerzitní přednášky a učící samostatné práci 2. kurz, forma školení ap., při kt. se účastníci aktivně podílejí na vyučování (referáty, diskusí ap.) 3. instituce při některých vysokoškolských oborech s knihovnou, studovnou ap. pro posluchače 4. <círk.> katolický bohoslovecký ústav, alumnát
Jak patrno, setkání popisovaného obsahu a formy beze zbytku zahrnuje 1. definice slova konference. Naproti tomu ze čtyř významů slova seminář naše setkání nepopisuje přesně žádný. Dosti blízký skutečnosti je 2. význam slova seminář, nešlo však o kurz ani školení. Je tedy zřejmé, že každoroční sněmování proměnářů (a také většina ostatních setkání pořádaných našimi hvězdárnami) by se měla nazývat konference, a že slovo seminář je pro ně nepřesné. Mezi astronomy však široce rozšířen úzus právě opačný, a také proměnáři donedávna pořádali semináře. Proč? 
Tento terminologický detail má historické kořeny. Za předchozího režimu (zejména v 50. a 60. letech) bylo výhodné pořádat akce tohoto druhu pod pláštíkem školení. Od tehdejších úředníků bylo tak snáze možno získat peníze, a někdy i vůbec povolení akci uspořádat. Vždyť různá školení (politická, ateistická) oni znali. Naproti tomu slovo konference jim příliš zavánělo svobodou. V 70. letech dokonce bylo období, kdy si tehdy vládnoucí jediná strana vyhradila slovo konference pro sebe. Byly pouze konference KSČ, kdežto sněmy ostatních společenských skupin se musely nazývat jinak. (Podobně tomu bylo se slovem sjezd -- vrcholná schůze ČAS se po několik období musela jmenovat volební shromáždění.) 
Tato připomínka časů, kdy nebylo možno volně používat slovník jazyka českého, zřejmě mladším čtenářům zní (naštěstí) už nezvykle, neměli bychom ale zcela zapomenout, že takové časy byly. Nyní je slovo konference opět volné a měli bychom se k němu vrátit. Dokonce to může být finančně výhodné. Před několika lety jsme vyzkoušeli, že je možno získat grant na pořádání konference. Kdyby se naše setkání jmenovalo seminář, nejsem si jist, zda bychom ty peníze dostali. Takže -- není zase tak mnoho nového pod sluncem. 
Autorovi komentovaného článku samozřejmě neznalost těchto souvislostí nevyčítáme. Ten si zaslouží především poděkování, že tak pohotově, podrobně, s doprovodem obrazového materiálu a na tak exkluzivním místě o naší akci referoval. 
Jindřich Šilhán
hospodář B.R.N.O.-- sekce pozorovatelů prom. hvězd ČAS