Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 1.11: Focus evolution throughout the mission. For each telescope, the average relative Cram´er-Rao met-
ric over all CCDs is plotted. Payload de-contaminations and telescope re-focusings during the time covered by
Gaia DR1 are indicated. The earliest data show the steepest slopes and correspond to commissioning. They are
not included in Gaia DR1 – which covers revolutions 1078 through 2751 – but are shown for reference.
47

---

Figure 1.12: Relative Cram´er-Rao metrics per telescope and AF CCD, from First Look (FL) diagnostics. FL
provides detailed daily statistics on the telescope focus. Typical results for UTC: 2016-03-31T00:54:21 – 2016-
03-31T23:14:39 are shown. The dependence of the astrometric quality on the CCD position in the focal plane is
apparent.
48

---

Figure 1.13: The evolution of the transmission for AF (green), BP (blue), and RP (red) from the start of the nominal
mission till late March 2016. The transmission is determined comparing observed fluxes with the expected flux
for Tycho-2 stars, using nominal Tycho-2 to Gaia colour transformations. The values shown are averages over
all CCDs and for full revolutions of the spacecraft. The figure shows two decontamination campaigns and the
subsequent build up of new contamination. Present contamination rates are much reduced as compared to the early
mission phase. Gaia DR1 uses data between revolution 1078 and 2751.
After heating of the mirrors and the focal plane, the response was fully recovered, showing that the extinction was
due to ice deposits at least on the mirrors. The temperature at which the recovery took place was consistent with a
contaminant of water ice, and this was and still is considered the most likely explanation.
After decontamination, the response degradation soon returned, and a total of five de-contaminations have been
carried out so far (mid 2016). Fortunately, the build up of new ice layers is slowing down substantially, as demon-
strated in Figure 1.13, and only a very small number of de-contaminations will still be needed in the future.
The response has been monitored closely since the early commissioning, using the photometry from the Tycho-2
catalogue (Høg et al. 2000). Tycho-2 was chosen because it contains a su
fficient number of sources all over the sky,
easy to identify, and with good-quality astrometry and photometry. At the same time, average relations between
Tycho photometry and the Gaia broad-band G, G
BP
, and G
RP
magnitudes had already been established before
launch, using methods explained in Jordi et al. (2010).
The precise photometric relations depend not only on the spectral type of the star, but also on the amount of
reddening. The reddest sources were therefore not used in the response monitoring. Even so, Figure 1.13 shows
artificial response variations that occur in step with changes in the average colour of the stars, especially for the
G
RP
magnitudes. This, however, does not a
ffect the overall trend, which is the objective of the monitoring.
As a consequence of the response variation, there has been a corresponding variation in the G magnitude limit
for the Gaia observations. This is so because the detection limit is defined as a certain, fixed flux level, so when
contamination builds up, the limit is (up to) a few tenths of a magnitude brighter.
49

---

1.3.3.12
VPU configuration
The Video Processing Units (VPUs; Section 1.1.3.5) assign, among others, the window size, sampling class, and
observation priority to each object that is confirmed for observation. The VPU algorithms (VPAs) are highly
parametrised. The configuration of the VPU
/VPA parameters, which is carefully tracked in the CDB, determines
which objects are observed. During the time interval covering Gaia DR1, the VPU application software (VPAs)
was updated on 24–28 April 2015 from version 2.7 to 2.8. Version 2.8 allows enhanced flexibility in the areas
of the RVS across-scan window size and RVS faint limit, the AF2-9 faint-star across-scan window size, the AF1
coarse-confirmation parametrisation, and suppression of SM double detections.
1.3.3.12.1
Detection-chain-parameter settings
During the time interval covering Gaia DR1, several changes
to the detection-parameter settings were made. The Gaia DR1 interval started o
ff with a faint SM detection thresh-
old defined at G
= 20.3 mag. On 15 September 2014, this threshold was lowered to G = 21.0 mag. Finally, on 27
October 2014, the threshold was changed to G
= 20.7 mag. The AF1 confirmation parameters were changed on
15 September 2014, 27 October 2014, and 11 May 2015.
Other VPU parameter changes made during the Gaia DR1 interval include a dark-signal non-uniformity look-up-
table update for an evolving bright column in the SM2 CCD in CCD row 4 on 16 December 2014, an update of
the RVS across-scan centring bias and o
ffset on 3 February 2015, a patch of the AfMagToGate parameter defining
the AF1 TDI gates on 20 May 2015, an update of the saturation as well as the faint detection thresholds for double
detections on 4 July 2015, and an update of the adaptive RVS magnitude thresholds on 1 September 2015.
1.3.3.12.2
RVS window-size and RVS faint-threshold settings
The RVS end-of-mission performances were
impacted by the straylight found on-board (Gaia Collaboration et al. 2016b). The modifications introduced in VPU
software version 2.8 were mainly aimed to partially recover the pre-launch RVS performance. Therefore, four new
RVS functionalities, controlled with a new set of parameters, were introduced: increased along-scan RVS window
size, the option to have stair-like windows in RVS, an adaptive across-scan RVS window size, and an adaptive faint
RVS threshold:
• The along-scan size of the RVS window was increased from 1260 TDI1 to 1296 TDI1, allowing
a better background subtraction. This modification is hard-coded in the software by increasing the
RVS macro-sample size from 105 TDI1 to 108 TDI1.
• A new VPU parameter allows to define the window shape to have a stair-like shape to allow for a
slight across-scan tilt of the spectra. The default shape of the window is now derived from the rectan-
gular shape by shifting each of the 12 macro-samples of the window towards the positive across-scan
coordinates by a user-defined o
ffset. These offset are a function of the RVS CCD strip, the field-of-
view, and the across-scan position of the object in AF1. After testing and careful consideration, it
has been decided to not use this functionality.
• The adaptive faint threshold is defined by a new parameter which depends on phase during the
six-hour revolution and across-scan position in the CCD
/ focal plane. Prior to the RVS resource-
allocation algorithm, a new object filter based on the RVS magnitude has been added to preselect
the candidate objects as function of the Sun’s azimuth (which is a good proxy for the instantaneous
intensity of the stray light). During times of high stray light, the RVS faint limit can be as bright as
G
RVS
= 15.5 mag, whereas at times of low stray light, it is lowered to values as faint as 16.2 mag.
• The adaptive across-scan window size in RVS is defined by a new pair of parameters which are
a function of the Sun’s azimuth, the RVS magnitude, the field-of-view, the RVS CCD strip, the
across-scan position of the object in AF1, and the across-scan smearing. After testing and careful
50

---