Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 1.9: Comparison of NASA’s ACE SIS instrument (orange), GOES-15 EPAM (blue), and Gaia (dark-red)
cosmic-ray fluxes for several Solar-particle events with associated coronal mass ejections.
a bias in the star’s centroid position estimation (Prod’homme et al. 2012). On-board measures are taken to mitigate
this e
ffect, e.g., activation of regular charge injections that help fill the existing traps.
Gaia was launched in December 2013, just after the maximum of Solar cycle 24. Solar activity is therefore expected
to progressively decrease towards Solar minimum (see Figure 1.10), resulting in a ‘benign’ (a-priori) situation from
a CCD radiation damage perspective.
The Gaia prompt-particle-event counters are regularly used to monitor the instantaneous radiation environment
experienced by Gaia at L
2
and its possible implications for radiation damage. For a quantitative assessment,
however, first-pixel-response analysis is used to study the level of radiation damage accumulated by the Gaia
CCDs.
1.3.3.10
Focus
Before launch, it was expected that the Gaia telescopes focus would be very stable. In this way, the best focus
would be obtained during commissioning and kept constant throughout the mission. The M2 mirror mechanisms
(M2MMs) were not envisaged to be used during the nominal mission, except in case of a major anomaly. However,
the focus has continuously evolved during the mission. Due to its direct impact on the mission performance
(astrometric precision and spectral resolution), the First Look pipeline provides a suite of diagnostics, monitoring
its behaviour on a daily basis. The astrometric precision is the most sensitive parameter, and can be estimated via
the Cram´er-Rao metric, as explained in Lindegren (1978, 2010):
σ =
1
n−
1
k
=0
(S
k
)
2
r
2
+ b + S
k
(1.2)
where σ is the maximum along-scan centroid location precision for a given star and CCD transit (that is, the along-
scan astrometric information contained in an individual sample image), N
e
−
is the total number of electrons for an
infinite focal plane, S
k
is the normalised PSF multiplied by N
e
−
, that is the number of electrons collected from the
44

---

Figure 1.10: Historical 2002–2016 Solar activity measured by monthly Sun spot numbers and predicted Solar
activity behaviour towards 2017.
45

---

Table 1.3: Payload decontaminations and telescope refocusings.
UTC
OBMT
Event
2014-09-23
1317
Payload decontamination
2014-10-24
1443
Refocus following field-of-view
2015-06-03
2330
Payload decontamination
2015-08-03
2574
Refocus preceding field-of-view
Notes. The time interval covers Gaia DR1 only. Approximate dates (UTC at Gaia) and OBMT (revolutions) are provided.
star for each pixel k, S
k
is the derivative of S
k
with respect to the along-scan pixel coordinate, r the readout noise
(in electrons), and b the homogeneous sky background (in electrons). This equation can be used to estimate how
close any given PSF or LSF centroiding method is to the maximum theoretical performance. However, a very good
knowledge of the payload and each star is needed to provide accurate estimates, including oversampled average
PSFs with colour and across-scan dependence. However, relative measurements are much simpler:
σ
0
= σ N
e
−
N
e
−
n−
1
k
=0
(S
k
)
2
S
k
(1.3)
where σ
0
is a normalised metric independent of the actual stellar flux for bright stars where the Poisson noise
dominates. For these objects, σ
0
can be estimated using the actual sample values for S
k
and finite di
fferences for
S
k
. An average value can thus be provided and used for quick look payload health checks on a timely basis. The
approximate method thus provides relative and not absolute measurements, and is a
ffected by additional effects
such as stellar colour, across-scan position, or sub-pixel position. However, its simplicity provides a very useful
proxy to determine the overall focus evolution trend, and whether a refocus is needed.
Figure 1.11 shows the history of the AF image quality for each field of view averaged over all CCDs throughout
the mission, estimated using all unsaturated, un-gated, class-0 observations. Several things are apparent. First, the
values are always close to and mostly below one, as expected for good-quality, near-di
ffraction-limited telescopes.
Second, the focus has never been completely stable. Third, there are sharp discontinuities introduced by payload
decontamination. Some optical quality is always recovered as a result. However, fine adjustment (refocus) has
sometimes been applied afterwards. Fourth, the degradation slope is becoming smaller as the mission evolves,
which points to an increasingly stable payload. Table 1.3 lists the payload decontamination and refocusing events
that have happened during the interval covered by Gaia DR1 (commissioning has been explicitly excluded).
More detailed information is provided by the daily First Look diagnostics. Figure 1.12 shows the average relative
AF image quality for each CCD and field of view, as estimated during a typical interval (OBMT: 3536.78056 –
3540.50363 [revs], UTC: 2016-03-31T00:54:21 – 2016-03-31T23:14:39). The field-of-view dependence of the
astrometric quality is apparent. The optimum values are typically obtained for CCD strips AF5 to AF8. These
variations are expected for the large field-of-view covered by Gaia.
1.3.3.11
Transmission
It became clear in the early commissioning phase that the response in AF was degrading rapidly, and especially for
observations in the following field of view. In addition, the degradation had a clear colour dependence.
46

---