CCOR-1

CCOR-1 (Compact CORonograph-1) – koronograf kosmiczny umiejscowiony na pokładzie satelity geostacjonarnego GOES-19. Działa od 2025 roku.

Celem CCOR-1 jest monitorowanie górnej korony słonecznej i koronalnych wyrzutów masy (CME)^[1] w świetle widzialnym i zapewnienie przesyłania danych w czasie niemal rzeczywistym^[2]. W zamierzeniu jest koronografem używanym do przewidywania pogody kosmicznej, będąc także jednym z następców starzejących się koronografów STEREO/COR oraz SOHO/LASCO^[3].

Instrument został wyniesiony na orbitę 25 czerwca 2024 roku z Centrum Kosmicznego Johna F. Kennedy'ego^[4] przy użyciu rakiety Falcon Heavy^[5]. Znajduje się on na orbicie geostacjonarnej, tj. prędkość kątowa satelity jest taka sama jak obrotu Ziemi, przez co „wisi” nad danym punktem na Ziemi. Jest ona położona 35 786 km nad powierzchnią Ziemi, dokładnie nad równikiem, na długości geograficznej 75,2° W, czyli blisko granicy Kolumbii z Ekwadorem i Peru^[6].

Oficjalnie operacyjny stał się 7 kwietnia 2025 roku^[6].

CCOR-1 opracowany i sprawdzony został przez Laboratorium Marynarki Wojennej USA (NRL)^[4], a swą pierwszą ekspozycję wykonał 19 września 2024 roku^[7][1].

Symbol ${\displaystyle R_{\odot }}$ oznacza promień Słońca (695 700 km). Pole widzenia w tabeli jest liczone promieniście od powierzchni gwiazdy. Wszystkie ramki z wartościami w jednostce ${\displaystyle R_{\odot }}$ są liczone z 1 jednostki astronomicznej (~149,6 mln km).

${\displaystyle B_{\odot }}$ to jasność powierzchniowa Słońca – wynosi ona ok. -10,7 mag/arcsec${\displaystyle ^{2}}$. 10${\displaystyle ^{-11}}$${\displaystyle B_{\odot }}$ to 16,8 mag/arcsec${\displaystyle ^{2}}$, natomiast 10${\displaystyle ^{-8}}$${\displaystyle B_{\odot }}$ to 9,3 mag/arcsec${\displaystyle ^{2}}$.

Tabela z informacjami^{[8][4][9][10]}

Parametr	Wartość
Pole widzenia detektora (szerokość, wysokość)	10,48°, 9,82°
Geometrycznie zasłonięty obszar przez dysk okultacyjny	3,7 ${\displaystyle R_{\odot }}$
Pole widzenia (długość, wysokość, przekątna) (	18,8 ${\displaystyle R_{\odot }}$ | 18,8 ${\displaystyle R_{\odot }}$ | 22,5 ${\displaystyle R_{\odot }}$
Stosunek S/N > 1	${\displaystyle \geq }$4,0 ${\displaystyle R_{\odot }}$
Rozpiętość tonalna	${\displaystyle 10^{-8}}$do ${\displaystyle 10^{-11}}$${\displaystyle B_{\odot }}$
Ogniskowa	109,53 mm
Wymagane S/N dla 5,1 ${\displaystyle R_{\odot }}$– 21 ${\displaystyle R_{\odot }}$	10
Detektor	2048 × 1920 px
Zdjęcia wykonywane co	15 minut
Zdjęcia przesyłane na Ziemię w	≤30 minut od ich wykonania
Rejestrowana długość fal	450 do 750 nanometrów
Skala płytki (obszar nieba przypadający na 1 piksel)	19,33"/px wewn. FOV | 19,10"/px zewn. FOV
Moc	25 W
Masa	19,1 kg
Rozmiar piksela	10 µm
Liczba dysków tworzących dysk okultacyjny	19

Obrazy posiadają winietę. Kończy się ona na 4,64° od fotosfery (17,4 ${\displaystyle R_{\odot }}$)^[4].

Koronalne wyrzuty masy są wykrywane poprzez narzędzie open-source opracowane przez NOAA/SWPC oraz brytyjski serwis meteorologiczny UK Met Office o nazwie PyCAT. Jest to zmodernizowana wersji starszego programu CAT^[11].

PyCAT modeluje fizyczne właściwości danego wyrzutu (w tym model trójwymiarowy), po czym porównuje pokrój z różnych sond. Z tych danych oblicza prędkość, kierunek i rozmiar zjawiska^[11][12].

Formatem, w którym dostępne są oryginalne, wysokiej jakości zdjęcia jest FITS. To podstawowy format używany do przechowywania obserwacyjnych danych astronomicznych.

Obrazy z koronografu mają 6 typów obróbki. Pierwszy poziom obróbki nazywa się L0 – zawiera surowe dane prosto z detektora. Z L0 składane są dwa poziomy L0A; dokładniej są to dwie części obrazu, jedna zawierająca wewnętrzną część pola widzenia, a druga zewnętrzną. Po złożeniu obu L0A oraz obróceniu obrazu tak, że północny biegun Słońca jest skierowany do góry powstaje poziom L0B^[13].

Następnie L0B przechodzi kilka procesów z których powstaje L1A. Są to:

• Rekonstrukcja pokładowego odejmowania biasu
• Poprawa winiety
• Kalibracja związana z liniowym odbieraniem sygnału
• Przeliczenie jasności pikseli do jednostki MSB (Mean Solar Brightness - średnia jasność słoneczna)^[13]

Z produktów L1A wylicza się model earthshine czyli światła odbitego przez Ziemię – powoduje ono pojaśnienie obrazu i ogólne pogorszenie jakości. L1B to L1A po odjęciu tego modelu. L1B to jedyny poziom obróbki dostępny w czasie rzeczywistym^[13]. Po odjęciu miesięcznego tła powstaje poziom L2, a L2 zredukowany do obrazu o wymiarach 1024 × 960 px to L3.

Dzienne tło jest najpierw obliczane z obrazów L1, po czym podlega kalibracji, aby wiernie oddawało fizyczne właściwości korony F oraz stosunkowo nieruchome światło rozproszone. Dzienne tła skumulowane na przestrzeni miesiąca tworzą miesięczną średnią wspomnianą wyżej^[13].

To także skuteczne narzędzie w poszukiwaniach komet, a przede wszystkim tych bardzo zbliżających się do gwiazdy (tzw. komet muskających Słońce). Do tej pory za pośrednictwem projektu NASA Sungrazer Project odkryto ponad 101 takich obiektów, głównie pochodzących z grupy Kreutza^[14][15].

Pierwszego odkrycia dokonał Robert Pickard z USA 11 lutego 2025 roku. Była to kometa z grupy Kreutza, która pojawiła się wraz z dwoma innymi fragmentami^[16].