Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 2.5:
The red solid curve is the quartic S-spline S
0
(u) in Equation 2.15, which satisfies the shift-sum
invariance condition. For comparison, the blue dashed curve shows the narrowest cubic B-spline satisfying the
same condition.
98

---

The astrophysical background incident on the focal plane of Gaia is dominated by stray light (Mignard 2014), in
part because the compact and folded design (Safa et al. 2004) of the various optical instruments leaves very little
opportunity for stray light path ba
ffling. The lower rows (1–4) of the focal plane have a diffuse background signal
that is dominated by sunlight scattered around the DSA while in the higher rows (5, 6 and 7) it is the di
ffuse optical
background from the Milky Way that dominates. Hence the background consists of a high amplitude, rapidly
changing photoelectric component that repeats on the satellite spin period. Furthermore, this component evolves
slowly in both amplitude with the L2 elliptical orbital solar distance and in phase as the scanning attitude changes
with respect to the Ecliptic and Galactic planes. Superposed on this are transient spikes in background due to
very bright stars and bright Solar system objects transiting across or near the focal plane. Moreover, there are two
non-photoelectric components to the background signal. These are a charge release signal associated with artificial
charge injections which are used for on-board radiation damage mitigation (Prod’homme et al. 2011) and the dark
current signal. The photoelectric background signal varies routinely over three orders of magnitude depending on
instrument and spin phase with values as low as ∼ 0.1 and up to ∼ 100 electrons per pixel per second. Regarding
the non-photoelectric signals, the charge release signal currently varies between 1 and 10 electrons per pixel per
second in the first TDI line immediately after the last injection line but rapidly diminishing to 1% of this level after
the following ∼ 20 TDI lines, while the dark signal is all but negligible (see Section 2.3.4).
The parametric model for the astrophysical background consists of the outer product of two one-dimensional spline
functions (van Leeuwen 2007a) which defines a flexible two-dimensional surface model known colloquially as a
‘bispline’. In the along-scan direction the spline function is quadratic with knots evenly spaced at intervals that
adapt to the available data density. In regions of high density that generally exhibit higher background fluctuations
on smaller spatial scales, and in which there is a higher density of data to constrain the model, knots are more
closely spaced. Typically the along-scan knot interval is in the range 1 to 10 arcminutes. In the across-scan
direction the spline function is linear, allowing for sudden discontinuities in the gradient of the stray light pattern.
Knot positions are placed at fixed, unevenly spaced positions to best follow rapid changes in the stray light pattern
in the across-scan direction. The charge release model consists of a simple empirical look-up table (LUT) as
a function of TDI line index following the last charge injection line with a power-law scaling as a function of
that injection level present at the same column position on the CCD. This enables a single charge release LUT
calibration per device when applied in conjunction with the across-scan profile of the charge injection for the same
device which is also characterised via a LUT.
2.3.4
CCD cosmetics
Author(s): Michael Davidson
The focal plane of Gaia contains 106 CCDs each with 4494 lines and 1966 light-sensitive columns, leading to it
being called the ‘billion pixel camera’. The pre-processing requires calibrations for the majority of these CCDs,
including SM, AF and BP
/RP, in order to model each window during image parameter determination. Where
e
ffects cannot be adequately modelled, the affected CCD samples can be masked and the observations flagged
accordingly. The CCDs are a
ffected by the kind of issues familiar from other instruments such as dark current,
pixel non-uniformity, non-linearity and saturation (see Janesick 2001). However, due to the operating principles
used by Gaia such as TDI, gating and source windowing, the standard calibration techniques need sometimes to be
adapted. The use of gating generally demands multiple calibrations of an e
ffect for each CCD. In essence each of
the gate configurations must be calibrated as a separate instrument.
An extensive characterisation of the CCDs was performed on ground, and these calibrations have been used in
the initial processing. The e
ffects must be monitored and the calibrations redetermined on an on-going basis to
identify changes, for instance the appearance of new defects such as hot columns. To minimise disruption of normal
spacecraft operations, most of the calibrations must be determined from routine science observations. Only a few
calibrations demand a special mode of operation, such as ‘o
ffset non-uniformities’ and serial-CTI measurement
99

---

(see Section 2.3.5 and Fabricius et al. (2016)). There are two main data streams used in this calibration: 2D
science windows and Virtual Objects (VOs). The 2D science windows typically contain bright stars, although
a small fraction of faint stars which would otherwise be assigned a 1D window are acquired as 2D (known as
Calibration Faint Stars). VOs are ‘empty’ windows which are interleaved with the detected objects, when on-
board resources permit. By design the VOs are placed according to a fixed repeating pattern which covers all
light-sensitive columns every two hours, ensuring a steady stream of information on the CCD health. The VOs
allow monitoring of the faint end of the CCD response while the 2D science windows allow us to probe the bright
end.
The dark signal (or dark current) is the charge produced by each column of a CCD when it is in complete darkness.
While such condition was achieved during the on-ground testing it is not possible to replicate in flight as there are
no shutters on Gaia. The observed VO and science windows must therefore be used to determine the dark signal for
each gate setting, although these also contain background, source and contamination signal, bias non-uniformity
and CTI e
ffects. A sliding window of 50 revolutions is used to select eligible input observations, for instance those
not containing multiple gates or charge injections. The electronic bias (including non-uniformity) is subtracted
from each window and a source mask is created via an N-sigma clipping of the de-biased samples. The leading
samples in the window are also masked to mitigate CTI e
ffects. A least-squares method is then used to estimate a
local background for the window (assumed to be uniform), and this in turn can be subtracted to provide a measure
of the dark signal in each CCD column covered by the window. In this manner measures can be accumulated for
each column over the 50 revolution interval, and then a median taken to provide a robust dark signal value.
In an ideal device there would be a linear response between the accumulated charge and the output of the Analogue-
to-Digital Converters (ADCs) at all signal levels. In reality the response typically becomes non-linear at high input
signals for a variety of reasons (see Janesick 2001). Although the linearity has been measured before launch, a
calibration has not yet been implemented in the daily pipeline due to the uncertainty in determination of the input
signals, which require detailed knowledge of a range of coupled CCD e
ffects. In the meantime a conservative
linearity threshold has been used to allow masking of samples which may be within the non-linear regime. A
related topic is the pixel non-uniformity which represents the variation in sensitivity across the CCD. In Gaia we
observe only the integrated sensitivity of the pixels within a particular gate so this is known as the Column Response
Non-Uniformity. Similarly no in-flight calibration has yet been performed apart from the extreme case to identify
‘dead’ columns. These are columns which appear to have zero sensitivity to illumination and can be found using
bright-star windows. The accumulated samples for a dead column have a distribution which is consistent with the
expected dark signal plus read out noise. The CCDs used on Gaia have been selected for their excellent cosmetic
quality.
At the highest signal levels various saturation e
ffects occur on the device and within the ADC. There can be very
large di
fferences in the effective saturation level across a single device, or even between neighbouring columns,
for example due to variation in the Full Well Capacity. For reasons beyond the scope of this paper the saturation
level can oscillate or jump depending on the read-out sequencing. An algorithm has been developed to measure the
lowest observed saturation level for each gate and column to allow conservative masking of samples. A Mexican
hat filter is applied to the accumulation of samples from bright-star windows to identify over-densities of data at
particular signal levels, using analytical significance thresholds. The lowest significant peak is then taken as the
saturation level. If no peak is found then the maximum observed sample for that column is used.
The calibrations discussed above are computed daily in the framework of the First-Look system (see Section 2.5.2.2)
and, if they are judged to be satisfactory, the corresponding software libraries are subsequently used in the pipeline.
2.3.5
CCD bias and bias non-uniformity
Author(s): Nigel Hambly
100

---