CEFEU

Cefeu és una de les 48 constel·lacions de l'antiguitat llistades per Ptolomeu. Forma part de les constel·lacions circumpolars, és a dir, les que són visibles durant tot l'any des de l'Hemisferi Nord per estar a prop de l'Estrella Polar. Ens la podem imaginar amb forma de sobre, i està envoltada de la resta de constel·lacions relacionades amb el mite de Perseu. Trobar-la és molt senzill, ja que només cal seguir la direcció de les estrelles "apuntadores" de l'Ossa Major que assenyalen l'Estrella Polar i seguir la linea fins més enllà d'aquesta.

Cefeu, fill de Belos i Anquíone, era rei d'Etiòpia i estava casat amb Cassiopea, la qual li va donar una filla, Andròmeda. La vanitat de Cassiopea va ofendre les Nereides, les nimfes del mar, les quals demanaren a Posidó que enviés un monstre marí a devastar el seu regne. Cefeu consultà l'oracle d'Ammon, el qual contestà que solament el sacrifici d'Andròmeda calmaria els déus. La bella princesa va ser doncs encadenada a unes roques a la vora del mar per a que el monstre la devorés. Però just quan aquest era a punt d'arribar aparegué Perseu, que acabava d'aconseguir el cap de Medusa, una de les tres gorgones, el qual petrificava tot aquell qui el mirava. Perseu s'enamorà de la bella Andròmeda, i Cefeu i Cassiopea li van prometre la seva mà si la salvava. Perseu es plantà davant del monstre i el petrificà mostrant-li el cap de Medusa, amb la qual cosa salvà la princesa. Però quan la tornà als seus pares, la truculenta Cassiopea es va negar a permetre el casament. Així que Perseu i Andròmeda van fugir a Tirint on es van casar i van tenir set fills un dels quals, Perses, succeí Cefeu al tron d'Etiòpia quan aquest va morir.

L'estrella més brillant en la constel·lació és Alderamin (α Cephei), una subgegant blanca vint vegades més brillant que el Sol i que es troba a 48,8 anys llum de distància. La segueix en brillantor γ Cephei, coneguda com Errai o Alrai. És un estel binari format per una subgegant taronja de tipus espectral K1IV amb un radi de 4,8 radis solars i una nana vermella de classe M1V que l'orbita a una distància compresa entre 12 i 26 UA. Al voltant de la subgegant s'ha descobert un planeta anomenat Tadmor,  un 60% més massiu que Júpiter i que orbita a 2 UA de la seva estrella.

Cefeu conté diverses estrelles variables d'especial importància dins l'astronomia: β Cephei -anomenada també Alfirk- és un estel de la seqüència principal tipus B1V amb una temperatura efectiva de 26.900 K. És la principal representant d'un tipus de variables (variables Beta Cepehi) que mostren fluctuacions en la seva lluminositat a causa de pulsacions en la seva superfície. Una altra estrella d'interès és λ Cephei, un supergegant blava de tipus espectral O6I7 molt calenta (38.900 K de temperatura superficial) i amb una lluminositat 377.000 vegades superior a la del Sol.

Però potser l'estel més important de Cefeu sigui δ Cephei. Va ser la primera de les Cefeides, estrelles la lluminositat de les quals varia amb un període molt regular i que gràcies a això permeten als astrònoms calcular distàncies enormes que d'altra manera serien impossibles de mesurar.
En aquesta constel·lació també es localitzen μ Cephei i VV Cephei, dues de les estrelles més grans de la Via Làctia. La primera, que rep el sobrenom d'Estrella Grana pel seu intens color vermell, és una hipergegant vermella amb un diàmetre 1200 vegades més gran que el solar. Però encara la supera VV Cephei, hipergegant vermella variable amb un radi d'aproximadament 1400 vegades el solar, la qual cosa significa que si es trobés en el lloc del Sol... la seva superfície s'estendria fins més enllà de l'òrbita de Jupiter! 

De característiques contraposades, el sistema Kruger 60 està constituït per dues petites nanes vermelles distants 13,15 anys llum del sistema solar, sent les estrelles més properes a nosaltres de la constel·lació.

En quant als objectes de cel profund, NGC 188 és un cúmul obert amb unes 120 estrelles situat a uns 1800 anys-llum per sobre del pla galàctic. És un dels cúmuls oberts més antics, amb una edat superior a 5000 milions d'anys. Un altre objecte destacable és la Nebulosa Iris (NGC 7023), una nebulosa de reflexió a 1300 anys-llum de distància, que en realitat es tracta d'un cúmul estel·lar incrustat dins la nebulosa NBL 487. Així mateix, a Cefeu es localitzen diverses galàxies, entre les quals cal destacar NGC 6946, coneguda com «Galàxia dels focs artificials» pel gran nombre de supernoves observades en ella, deu en els últims cent anys.

CASSIOPEA

Cassiopea és una de les constel·lacions clàssiques, que ja apareix al catàleg estel·lar de Ptolomeu, l'Almagest, del segle II. En estar prop de l'Estrella Polar és visible tot l'any des de l'Hemisferi Nord i es reconeix fàcilment pels seus cinc estels brillants que formen un conegut asterisme en forma de M o W, segons l'època de l'any. Com veurem, això forma part del càstig al qual fou condemnada la reina que dóna nom a la constel·lació.
Cassiopea assenyala al nord (i a l'estrella polar) apuntant des dels seus extrems de la «M» o «W». En ser tan fàcil de reconèixer és molt usada per trobar el nord quan no és possible utilitzar a l'Óssa Major per a aquest propòsit. A causa de la seva proximitat al Pol Nord, aquesta constel·lació és circumpolar boreal, és a dir, sempre visible per sobre de l'horitzó septentrional a partir de 45 - 50º de latitud nord, la latitud de ciutats com Berlín o Londres. Per als observadors de l'hemisferi sud, aquesta constel·lació romandrà sempre invisible, si la latitud de lloc és inferior a la mínima declinació, és a dir, 46,5 ºS, latitud de ciutats com Buenos Aires, Montevideo, Santiago de Xile, Ciutat del Cap o Melbourne.

A Cassiopea es va produir un dels esdeveniments més importants en la història de l'astronomia, quan l'any 1572 hi aparegué una supernova que fou estudiada per Tycho Brahe.

Cassiopea era una reina d'Etiòpia molt vanitosa, esposa de Cefeu i mare d'Andròmeda. Era tan vanitosa que anava proclamant que ella i Andròmeda eren més belles que les Nereides, les nimfes del mar. Aquestes es van enfadar i van demanar a Posidó que castigués la vanitat de Cassiopea enviant un monstre marí que devastés el seu regne. Els oracles van anunciar que només el sacrifici d'Andròmeda aturaria la còlera divina, així que van encadenar la pobre princesa a unes roques a la vora del mar per a que el monstre se l'emportés. Però just quan el kraken era a punt d'arribar a les roques on hi havia Andròmeda aparegué Perseu, que tornava d'una missió suïcida: Aconseguir el cap de Medusa, una de les tres gorgones, el qual petrificava tot aquell qui el mirava. Perseu s'enamorà de la bella Andròmeda, i Cefeu i Cassiopea li van prometre la seva mà si la salvava. Perseu es plantà davant del monstre i el petrificà mostrant-li el cap de Medusa, amb la qual cosa salvà la princesa. Però vet aquí que, quan la tornà als seus pares, Cassiopea es va fer enrere i no va voler accedir al casament de Perseu amb la seva filla. Llavors, la parella d'enamorats va fugir i Cassiopea va ser castigada eternament: Fou col·locada al firmament, asseguda a la seva trona en un lloc on tothom la pogués veure durant tot l'any... però la meitat d'ell de cap per avall.

En quant als estels, γ Cassiopeiae, coneguda com Tsih o CIH, està situada al centre de la «W» o «M». És una subgegant blava de tipus espectral B0.5IVe1 amb una temperatura de 25000º K. La seva alta velocitat de rotació, superior a 300 km/s, fa que estigui molt aplanada cap a l'equador, el que provoca pèrdua de massa estel·lar que forma un disc al voltant de l'estrella. Aquesta pèrdua de massa ocasiona variacions de brillantor, sent γ Cassiopeiae l'arquetip d'una classe de variables eruptives a la qual dóna nom, les variables Gamma Cassiopeiae.

α Cassiopeiae, anomenada Schedar o Shedar, és una geganta taronja de tipus espectral K0IIIa3 amb un radi 42 vegades més gran que el radi solar.

Caph (β Cassiopeiae) és una subggegant blanc-groga distant 54,5 anys llum de la Terra i 28 vegades més lluminosa que el Sol. És també una variable Delta Scuti, la més brillant dins d'aquest tipus de variables.

Fora de l'asterisme, Achird és un estel doble que amb el telescopi presenta una formosa aparença. Cassiopea conté també dues estrelles que es compten entre les més lluminoses de la galàxia i que es poden observar a simple vista: ρ Cassiopeiae i V509 Cassiopeiae. Totes dues són hipergegants grogues, una classe d'objectes particularment rars dels quals només n'hi ha set de coneguts a la Via Làctia. Els paràmetres d'aquestes estrelles són desmesurats: La lluminositat de ρ Cassiopeiae equival a 550.000 sols,  mentre que el diàmetre de V509 Cassiopeiae és 400 vegades més gran que el diàmetre solar. 

Un altre objecte d'interès és Cassiopeia A (Cas A), romanent de supernova i la font astronòmica de ràdio més brillant fora del sistema solar a freqüències superiors a 1 GHz. La supernova que va originar aquest romanent es troba a una distància d'aproximadament 11.000 anys-llum de nosaltres.

I una darrera curiositat sobre Cassiopea: Si ens traslladéssim a Alfa Centauri, l'estel més proper al Sol, aquest apareixeria a la constel·lació de Cassiopea com un estel de magnitud 0,5. La coneguda «W» de Cassiopea apareixeria amb forma de ziga-zaga, estant el Sol situat a l'extrem proper a Segin.

L'HEXÀGON I EL TRIANGLE HIVERNALS

Aquests dies, si no tenim por de la fred, podem gaudir del cel hivernal, que generalment és més net que el d'altres èpoques de l'any. En ell, hi destaquen dos grans asterismes replets de meravelles: L'Hexàgon i el Triangle hivernals.

L'Hexàgon hivernal és un asterisme amb forma d'hexàgon imaginari, visible durant l'hivern a l'hemisferi nord. De vegades, és denominat cercle d'hivern. Ens apareix si unim els estels més brillants de sis constel.lacions molt famoses: Orió, Ca Major, Ca Menor, Bessons, Auriga i Taure, és a dir Rigel, Sirius, Procyon, Càstor o Pòl·lux, Capella i Aldebaràn.
A la major part de la Terra (excepte l'Antàrtida, l'Illa Sud de Nova Zelanda i els extrems sud de Xile i Argentina) aquesta figura és perfectament visible al cel des del desembre fins al març. Als tròpics i a l'hemisferi sud (en aquest últim anomenat "hexàgon d'estiu") l'estrella Canopus ocupa el lloc de Sirius.

El Triangle d'Hivern, més petit però més definit i per tant més fàcil de localitzar, és aproximadament equilàter i comparteix dos vèrtexs amb l'hexàgon (Sirius i Procyon). El tercer vèrtex és Betelgeuse, l'espatlla dreta d'Orió. Aquestes tres estrelles estan entre les deu estrelles més brillants vistes des de la Terra, sent Sirius la més brillant. El Triangle es veu força buit per que ocupa gairebé tota la constel·lació de Monoceros (l'Unicorn), una de les menys vistoses del cel, tot i contenir la Nebulosa de la Roseta o Beta Monocerotis, espectacular estrella triple que només és visible al telescopi. Un cop localitzat el triangle, l'hexàgon és més fàcil d'albirar.

Així que ja ho sabeu: El cel d'hivern és ple de tresors que bé es mereixen desafiar la fred!

20 ANYS DE LA ISS

El 20 de novembre de 1998 s'enlairava des de Baikonur el mòdul Zaryá ( 'alba' en rus), la primera peça de l'Estació Espacial Internacional (ISS). Ironies del destí, una nau espacial dissenyada durant l'època soviètica com a part del programa d'estacions espacials militars Almaz es va convertir en el primer element d'un projecte internacional construït conjuntament amb els Estats Units. Vint anys més tard, la ISS és ja el projecte més car i longeu de l'era espacial. No podem dir que és el més ambiciós o espectacular perquè òbviament aquest honor li correspon al programa Apol·lo -i el seu equivalent a l'altra banda del teló d'acer-, però ha demostrat que és possible viure en l'espai de forma indefinida i, el més important , que nacions de tot el món poden col·laborar sense defallir en un macroprojecte espacial durant lustres.

 

La ISS va ser fruit de l'esperit de col·laboració sorgit després de finalitzar la Guerra Freda. Però també va ser el fruit de la necessitat, perquè els antics rivals no podien fer front a les despeses dels seus respectius projectes espacials per separat. Rússia no tenia diners per tirar endavant la Mir 2 i als Estats Units, encara que amb una situació econòmica infinitament millor, la Casa Blanca va ser incapaç de convèncer al Congrés de la importància de desenvolupar l'estació espacial Freedom. La ISS va permetre que els governs de Rússia i els Estats Units es saltessin les restriccions imposades pels seus sistemes polítics i les seves respectives economies amb la finalitat de construir el major complex orbital de la història. Aquest hauria de ser el camí!

 Font: https://danielmarin.naukas.com/2018/11/23/dos-decadas-de-la-iss/#more-69375

UNA SUPERTERRA "CATALANA" A L'ESTEL DE BARNARD!

Un grup internacional d’astrònoms liderat per Ignasi Ribas, investigador de l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC) i l’Institut de Ciències Espacials (ICE), ha trobat un planeta candidat en òrbita al voltant de l’Estel de Barnard.

 

A només sis anys llum de nosaltres i a la constel·lació del Serpentari, l’Estel de Barnard és l’estrella solitària més propera al Sol i la segona després del sistema estel·lar d’Alfa Centauri. Tot i estar tan a prop de nosaltres, la seva poca brillantor la fa invisible a simple vista. Va ser estudiada per l'astrònom Edward Emerson Barnard l'any 1916, i d'aquí el seu nom. Barnard va descobrir que aquest és l'estel amb el moviment aparent més ràpid del cel, la qual cosa era indicativa de la seva proximitat. Efectivament, la "Fletxa de Barnard" com també se l'anomena, es desplaça a tal velocitat que en 181 anys canvia de posició al cel l'equivalent al diàmetre de la lluna plena!

Aquesta nana roja, més petita i antiga que el nostre Sol, és una de les nanes roges menys actives conegudes i representa un objectiu ideal per a buscar exoplanetes utilitzant diversos mètodes.

Des de 1997, diferents instruments han anat recopilant una gran quantitat de mesures del subtil moviment cap endavant i cap enrere d’aquesta estrella. Una anàlisi de les dades recollides fins el 2015, incloent observacions del HIRES / Keck i dels espectròmetres HARPS i UVES d’ESO, va suggerir que aquest moviment podria ser causat per un planeta amb una òrbita d’uns 230 dies. Per a confirmar aquesta hipòtesi, però, es va considerar necessari obtenir força més mesures.

Amb el propòsit de confirmar la detecció, els astrònoms observaren regularment l’estrella de Barnard amb espectròmetres de gran precisió com el CARMENES (Observatori de Calar Alto, a Espanya), o els HARPS i HARPS-N en una col·laboració internacional anomenada Red Dots. Aquesta tècnica consisteix a utilitzar l’efecte Doppler de la llum de l’estrella per a mesurar un hipotètic acostament i allunyament periòdics de nosaltres, la qual cosa és indicativa de que té algun o alguns objectes orbitant al seu voltant.

L’equip va utilitzar 18 anys d’observacions que es van combinar amb noves dades obtingudes amb el caçador de planetes CARMENES, un espectrògraf situat a Calar Alto (Espanya), i d’altres instruments.

 

“Per a l’anàlisi varem fer servir observacions de set instruments diferents al llarg de 20 anys. El resultat d’aquest esforç és un dels conjunts de dades més grans i exhaustius mai assolit per a estudis precisos de velocitat radial, acumulant en total més de 700 observacions”, explica Ignasi Ribas.

Després de combinar i analitzar de nou totes les dades, va tornar a aparèixer clarament un senyal amb un període de 233 dies. Aquest senyal implica que l’estrella de Barnard s’està acostant i allunyant de nosaltres a uns 1,2 metres per segon (aproximadament la velocitat a la que camina una persona), la qual cosa s’explica molt probablement per la presència d’un planeta orbitant-la.

“Després d’una anàlisi acurada, estem segurs al 99% que el planeta és real, ja que és l’explicació que millor encaixa amb les nostres observacions”, assegura Ignasi Ribas. “No obstant això, hem de ser prudents i recollir més dades per poder estar-ne segurs, perquè les variacions naturals de la brillantor de l’estrella degudes a les taques estel·lars o a cicles d’activitat podrien produir efectes similars als detectats”. Noves observacions estan duent-se a terme des de diferents observatoris.

Els astrònoms han obtingut evidència significativa d’un planeta amb una massa tres vegades més gran que la de la Terra que orbita l’estrella nana  roja cada 233 dies. Aquestes dades situen  la superterra a prop de la anomenada “línia de gel” de la seva estrella, pel que probablement sigui un món gelat.

El candidat a planeta, anomenat Estel de Barnard b (Barnand ‘s Star b, o bé “GJ 699 b” si es fa servir el seu nom de catàleg), és una superterra amb una massa mínima d’unes 3,2 vegades la terrestre. Completa una òrbita al voltant de la seva estrella cada 233 dies i està situada en una zona anomenada línia de gel (o ice-line), la distància de l’estrella a partir de la qual l’aigua estaria congelada, fins i tot en el buit de l’espai. Si el planeta no tingués atmosfera, la seva temperatura podria arribar a ser de -150 °C, la qual cosa faria molt improbable que pogués tenir aigua líquida a la seva superfície. No obstant això, les seves característiques el converteixen en un excel·lent objectiu per a ser visualitzat mitjançant la propera generació d’instruments com el telescopi WFIRST de la NASA, i podria ser detectable amb observacions que ja estan sent obtingudes gràcies a la missió Gaia de l’Agència Espacial Europea.

Aquesta és la primera vegada que els astrònoms troben aquest tipus d’exoplanetes utilitzant el mètode de la velocitat radial.

Fins al moment, no s’havien descobert exoplanetes així de petits i llunyans de la seva estrella fent servir la tècnica Doppler. Això s’ha pogut aconseguir ara gràcies a les millores en la instrumentació, mètodes d’anàlisi i campanyes optimitzades a la recerca d’aquest tipus d’exoplanetes. Amb la propera generació d’instruments, aquestes possibilitats només poden millorar.

“Tots hem treballat molt dur per obtenir aquest resultat”, diu Guillem Anglada-Escudé, investigador de la Queen Mary University of London i co-líder de l’estudi. “Aquesta col·laboració ha estat organitzada dins el context del projecte RedDots, que ha permès fer servir i incorporar mesures d’instruments obtinguts per tot el món, incloent astrònoms semi-professionals coordinats per l’AAVSO”.

El telescopi Joan Oró de l'Observatori Astronòmic del Montsec ha participat en la troballa.

“El telescopi Joan Oró, situat a l’Observatori Astronòmic del Montsec (Sant Esteve de la Sarga, Lleida) i gestionat per l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya, es un dels equipaments que ha participat en la troballa proporcionant mesures fotomètriques de l’estrella de Barnard gairebé cada nit durant més de 5 mesos. Aquest seguiment, que s’ha realitzat de forma coordinada des de diversos telescopis, és el que ha permès descartar que el senyal trobat fos originat per la pròpia estrella, i confirmar d’aquesta manera que es tractava d’un nou planeta”, explica Ignasi Ribas.

Cristina Rodríguez-López, investigadora de l’Institut d’Astrofísica d’Andalusia (IAA, CSIC), coautora de l’article i coordinadora de les campanyes de seguiment fotomètric, parla sobre la importància d’aquesta troballa. “Aquest descobriment suposa un avenç significatiu en la recerca d’exoplanetes al voltant dels nostres veïns estel·lars, amb l’esperança de, finalment, trobar un que tingui les condicions adequades per a allotjar vida”.

  Recreació artística de la superterra a l'Estrella de Barnard

Font: http://www.ieec.cat/ca/uncategorized/el-nostre-veinat-estel%C2%B7lar-comenca-a-estar-atapeit-es-descobreix-un-planeta-orbitant-el-segon-sistema-estel%C2%B7lar-mes-proper-a-la-terra/

LA SONDA SOLAR PARKER

El 12 d'agost passat es va enlairar la sonda Parker Solar Probe (PSB) de la NASA, una esperada missió que ens permetrà estudiar el Sol com mai abans, ja que s'acostarà fins només 8,9 radis solars (6,2 milions de quilòmetres) de la fotosfera de l'astre rei. Serà la primera nau a visitar la corona baixa solar, determinarà l'estructura de les dinàmiques del camp magnètic del Sol, permetrà entendre com la corona solar i el vent solar s'escalfen i quins processos acceleren les partícules energètiques.
Ho farà situant-se en una orbita molt excèntrica al voltant de l'estrella, de manera que passarà de tant en tant per la seva vora (periheli) per després allunyar-se'n molts milions de kilòmetres abans de tornar a baixar cap a ella. La NASA calcula que la sonda podrà resistir uns 25 perihelis abans de quedar malmesa per la radiació solar. Durant els perihelis es captaran totes les dades científiques que es puguin, que seran després tranquil·lament transmeses a la Terra.

El Sol vist des de la Terra (dreta) i des del periheli de la sonda

En quant al viatge, semblaria que enviar una sonda cap al Sistema Solar interior és molt menys costós que fer-ho cap a l'exterior, veritat? Podríem pensar que, per a enviar una sonda al Sol, simplement hem de llençar-la a l'espai i deixar que la gravetat solar se l'emporti. Doncs resulta que no: Viatjar en direcció al Sol és tan difícil com sortir de la seva gravetat per que, a l'espai, frenar costa tant com accelerar!
Hem de tenir en compte la velocitat de la Terra al voltant del Sol: De mitjana, el nostre planeta es mou a uns 107.225 kilòmetres per hora, és a dir uns 29,8 kilòmetres per segon. Aquesta és la velocitat que, com a mínim, tindrà qualsevol objecte que llancem a l'espai des de la Terra. Però resulta que a aquesta velocitat, l'objecte mai caurà cap al Sol sinó que es quedarà en una òrbita solar semblant a la de la Terra!
Cal frenar d'alguna manera la sonda, per tal que aquesta caigui cap al Sol. Però hi ha un problema: La quantitat d'energia necessària és enorme, i no podem llençar un super coet carregat de combustible juntament amb ella, de la mateixa manera que tampoc podem fer el mateix quan enviem una sonda cap a un planeta llunyà. Per això les sondes espacials que han de viatjar molt lluny utilitzen la gravetat d'algun planeta massiu (generalment Júpiter) per tal de guanyar molta velocitat a un cost zero: Ès l'anomenada assistència gravitacional. Sense ella no haguéssim tingut missions com les Pioneer, les Voyager, la Cassini o la New Horizons. Totes aquestes sondes han utilitzat l'assistència gravitacional d'un o més planetes per a adquirir grans velocitats. Però... es pot utilitzar aquesta mateixa tècnica per a perdre velocitat? Doncs resulta que sí!
La trajectòria de la sonda Parker inclourà fins a set trobades amb Venus per tal que la gravetat del planeta veí la vagi frenant i dirigint cap a una òrbita que l'acabi situant a prop del Sol. Però l'assistència gravitacional té un costat negatiu: Les maniobres requereixen fer grans òrbites per tal que surtin bé, així que el que guanyem en estalvi energètic ho hem de pagar amb temps... Això vol dir que la Parker trigarà 7 anys en arribar al Sol!

Òrbites de la sonda Parker del 2018 al 2025

Això sí, quan estigui en l'òrbita definitiva, la gravetat solar accelerarà tant la Parker que en els seus perihelis establirà un al·lucinant nou rècord de velocitat: Assolirà els 200 km/s (uns 700.000 km/h), convertint-se en el giny humà més ràpid mai fabricat, unes tres vegades més ràpid que l'actual rècord ostentat per la sonda Helios-B des de finals dels anys 70.
La sonda Parker està dissenyada per a resistir la temperatura prop del Sol i sobretot la radiació, 520 vegades més intensa que la rebuda a l'òrbita de la Terra. Ho farà gràcies a un innovador escut solar de carboni d'11,4 cm de gruix, que permet resistir temperatures de fins a 1.377 °C. L'escut té forma hexagonal i està muntat a la cara de la nau que dóna al Sol. Els sistemes i els instruments científics estan localitzats a la part central de l'ombra de l'escut, on la radiació del Sol quedarà completament bloquejada. Es tractarà de maniobres molt delicades, ja que si hi ha el més mínim error i l'escut no protegeix bé la nau, aquesta resultarà danyada en qüestió de segons. Com que les comunicacions per ràdio amb la Terra tenen un retard d'uns 8 minuts, en els seus perihelis caldrà que la sonda actuï automàticament per a protegir-se amb l'escut. Segons la NASA, és la nau més autònoma mai dissenyada.
La font d'energia principal de la sonda és un sistema doble de panells solars: Un sistema primari s'usarà mentre la nau estigui a més de 0,25 UA del Sol i es retractarà darrera l'escut quan la sonda s'apropi a l'estrella. Llavors es desplegarà el sistema secundari, format per uns panells molt més petits dotats d'un sistema de refrigeració, per a mantenir la temperatura de funcionament.

La sonda porta el nom de l'astrofísic solar Eugene Parker, pioner en descriure la radiació solar i  explicar les causes del sorprenent sobreescalfament de la corona solar, essent la primera vegada que una nau espacial de la NASA porta el nom d'una persona encara viva. Quin immens honor, veritat?

Recreació d'un periheli de la sonda Parker

LES DUES CORONES

Al firmament hi ha dues corones, no gaire allunyades l'una de l'altra. Això sí, l'una regna sobre el nord i l'altra sobre el sud: Són les constel·lacions de Corona Borealis i Corona Australis.

 

 LA CORONA BOREAL

 

Corona Borealis és una petita constel·lació de l'Hemisferi Nord en forma d'arc semicircular. Aquesta és una de les 88 constel·lacions modernes, i va ser també una de les 48 constel·lacions llistades per Ptolomeu, qui es va referir a la mateixa com a Corona. La paraula Borealis va ser afegida després, per a diferenciar-la de la Corona Australis, la Corona Austral. Es troba entre les constel·lacions de Bover, Serpens Caput i Hèrcules. 

A vegades es considera a Corona Borealis com una corona donada per Dionís a Ariadna, la filla del rei Minos de Creta. Altres vegades es considera que pertany al Bover. Per a algunes tribus d'indis americans, eren en origen un grup de germanes agafades de la mà el qual es trencà quan una va haver de baixar a la terra per a contraure matrimoni. I els indis cheyennes l'anomenaven "El Campament", ja que ells mateixos muntaven els seus poblats en forma de semicercle.

Corona Boreal no té estrelles de primera magnitud. La seva estrella més brillant, α Coronae Borealis (Alphecca, també coneguda com Gemma) són en realitat dues estrelles, només detectables mitjançant l'espectroscopia. Les dues components són un estel blanc de la seqüència principal de tipus A0V i una nana groga de tipus G5V més freda que el Sol. La separació mitjana entre ambdues és de 0,20 UA i el període orbital és de 17,36 dies. Alphecca és considerada membre difús del cúmul estel·lar de l'Óssa Major. 
Vàries de les estrelles més brillants de la Corona Boreal acullen sistemes planetaris: κ Coronae Borealis és una subgegant taronja amb un planeta que es mou a 2,6 UA de l'estrella, mentre que ο Coronae Borealis també posseeix un planeta orbitant a 0,83 UA de distancia. Per la seva banda, ρ Coronae Borealis és un anàleg solar al voltant del qual orbita un objecte de massa incerta, que pot ser des d'un exoplaneta fins a una nana vermella. 
Corona Boreal compta amb diverses estrelles variables d'interès: R Coronae Borealis és una supergegant groga prototip d'un tipus de variables que porten el seu nom: La magnitud visual habitual de R Coronae Borealis és 5,89, però en cicles que van des de diversos mesos a molts anys, la seva brillantor s'atenua fins a magnitud 14 . Per això, aquesta estrella ha rebut la denominació d'estrella minvant o «Nova reversible».  
Corona Boreal no te Objectes del cel profund Brillants. Abell 2065 és un cúmul galàctic molt concentrat, amb més de 400 membres, però que només arriba a la 16a magnitud.

LA CORONA AUSTRAL

Corona Australis (abr. CrA) o Corona Austrina (del llatí Corona del Sud) és una de les 48 constel·lacions establertes per Ptolemeu al segle II i una de les 88 constel·lacions modernes. És també una de les dues corones presents al firmament: La Corona Austral, que regna sobre el cel nocturn del sud i la Corona Boreal (CrB), que ho fa sobre el del nord. És una constel·lació petita que està pràcticament integrada a Sagitari, sota la qual forma un petit semicercle d'estrelles de magnitud 4 i 5. Limita al sud amb Telescopium i Altar, i a l'oest amb Escorpí.
Representa la corona de llorer que va pertànyer al centaure Quiró, i per això algunes vegades és anomenada també "Corona Sagittarii". En alguns mites es considera que la corona va caure al terra per alguna raó. Sigui com sigui, des de la nostra latitud és molt difícil de veure i solament és possible albirar-la en el moment de màxima ascensió de Sagitari, molt a prop de l'horitzó i només si aquest és prou diàfan.
És una constel·lació d'estels febles, on el més brillant és Alphekka Meridiana, de la magnitud 4,1 i de color blanc, que està a 129 anys-llum i és 30 vegades més brillant que el nostre Sol. Situada al sud d'ella, Beta CrA és una supergegant groga de magnitud 4'11, unes 450 vegades més brillant que el Sol. La seva feblesa aparent és deguda al fet que està situada a 508 anys-llum del nostre sistema. Un bonic estel doble de la constel·lació és Gamma CrA, de magnitud 4'30, que es pot veure a prop d'Alphekka i molt pròxim a la Constel·lació de Sagitari. De color groc, està a 58 anys-llum de la Terra i és 5 vegades més lluminós que el Sol.
A Corona Australis hi ha també un bell cúmul globular de magnitud 6,60, NGC 6541, a 23.000 anys llum en direcció al centre de la Via Làctia. Té un diàmetre angular de 23' d'arc, i està format per estels de la tretzena magnitud.