Gaia Data Release 1 Documentation release 0

real bright object in the GSC23
/PPMXL enter as new entries. However, the Schmidt data is only used to provide
photometric information and to clean up the ASC list we drop any objects that are not in either UCAC4, Tycho-
2, sky2000 or the Hipparcos catalogues under the assumption that the union of these catalogues are complete to
fainter than the Gaia isolation limit of G
=13.7.
Once the master list was completed with the compilation of all the catalogues we estimated the red R
F
, blue B
J
,
Gaia G and Gaia G
RVS
using the relations and priorities in Smart & Nicastro (2014) with the photometry from
the contributing catalogues. We then dropped any objects fainter than G
=13.7. This compilation and selection
criteria results in 15 million objects. We assume all objects are stellar and then examine each object one-by-one
and indicate for each object the number of neighbours within 40 .
From this list we drop any star with a (i) neighbour, (ii) G < 7.0 or G > 13.4 or (iii) in the Washington Double Star
or Tycho Double Star catalogues.
2.2.5.2
Contents
The Attitude Star Catalogue was made by combining 7 all sky catalogues and selecting entries based on magnitude,
isolation and astrometric precision criteria. The catalogue has 8 173 331 entries with estimates of the positions at
2000, proper motions and magnitudes (Gaia G, Gaia G
rvs
, red R
F
& blue B
J
) in the magnitude range 7.0 < G <
13.4.
2.2.5.3
Usage in Gaia processing
Throughout the commissioning phase and scientific mission of Gaia, the ASC is used as the astrometric reference
in the first on-ground attitude reconstruction, OGA1, see Section 2.4.5. At some time the ASC as described above
will be replaced by a similar star catalogue derived from Gaia observations, i.e. as an excerpt from one of the early
Gaia catalogues.
2.3
Calibration models
Author(s): Claus Fabricius
The calibration models for the sky mapper (SM) and astro field (AF) CCDs must be su
fficiently detailed and
flexible to allow us to obtain optimal image parameters for astrometry and G band photometry, yet not so complex
that it becomes unrealistic to carry out the calibrations. The devices are physically almost identical, but, from the
way they are operated, they fall in three groups.
The SM CCDs provide large (80×12 pixel) images around each source, with the purpose to eventually map the
surroundings. The SM CCDs are read in full image mode and with a 2×2 pixel binning. They have therefore a
high readout noise, and are in reality under-sampled. For bright sources (G < 12 mag) images will saturate, while
for the fainter sources (G > 13 mag) a further 2×2 binning is applied before sending the data to ground. Image
parameters for SM will therefore have only little or no weight in astrometry and photometry, but the devices must
be calibrated to facilitate their future use.
The first AF CCD, AF1, serves the purpose of confirming the detections from SM, in order to censor detections
caused by e.g. cosmic rays. All windows are therefore read with 2D resolution (1×2 pixel), at the price of a higher
91

---

readout noise due to the larger number of samples. To save telemetry, the windows sent to ground for fainter
sources (G > 13 mag) have their samples co-added in each line, and lose again their AC resolution.
The following AF devices, AF2–9, are the workhorses of astrometry and G band photometry. They are the CCDs
providing the highest potential and therefore the ones with the more demanding requirements.
A limitation of the calibration models in place at the present stage of the mission is that they are focused on the
treatment of isolated point sources, and they may not be fully applicable to more complex sources.
2.3.1
Overview
Author(s): Claus Fabricius
Below, we present the more important models applied for the calibration of the SM and AF CCDs. Some are
operated on longer timescales and others on shorter scales, but they are all operated on shorter timescales than
anticipated before launch. For an overview on the detector performance during the first couple of years in space
see Crowley et al. (2016).
The CCD cosmetics (see Section 2.3.4) deal with questions related to individual CCD columns, like saturation
level and abnormal response.
The CCD bias and bias non-uniformity (see Section 2.3.5) exposes the di
fficulties involved in reading CCDs in
window mode, where most potential samples are merely flushed. As a consequence, the precise timing for reading
a particular column within the short (less than one ms) time available for reading a line of pixels, varies from time
to time that column is read, and so does the bias. The model must therefore take the exact readout details into
account.
The astrophysical background model (see Section 2.3.3) includes in fact several elements. It must of course
describe the complexities of the two sky areas that overlap in the focal plane, but the dominating background source
is the stray light which varies strongly with the spin phase of the spacecraft with respect to the Sun, and produces
a complex, intermittent pattern on the focal plane. In addition, the background model must also incorporate the
charge release trails following the regular charge injections on each CCD (except SM).
The PSF
/LSF model (see Section 2.3.2) must encompass many complex effects, but for the first data release,
several have been waived. The optical PSF depends on colour, the field of view, and the position in the focal
plane, but it also changes with time. On top comes e
ffects induced by the scanning law, by the way the CCDs
are operated, and by complex ine
fficiencies of the charge transfer within the CCDs. A final complexity is that the
chromatic image shifts are included in the PSF model as shifts of the PSF origin.
2.3.2
Early PSF
/LSF model
Author(s): Michael Davidson, Lennart Lindegren
Two of the key Gaia calibrations are the Line Spread Functions (LSF) and Point Spread Functions (PSF). These
are the profiles used to determine the image parameters for each window in a maximum-likelihood estimation
(see Section 2.4.8.1), specifically the along-scan image location (observation time), source flux, plus across-scan
location in the case of 2D windows. Of these the observation time is of greatest importance in the astrometric
solution, and this is reflected in the higher requirements on the AL locations when compared to the AC locations
92

---