Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 2.10: Diagram of the IDU, AGIS and PhotPipe system operation and interdependency; from raw data until
the updated source catalogue updates.
• Updated astrometric image parameters; location and fluxes (see Section 2.4.8).
All these tasks have been integrated in the same system due to the strong relation between them. They are also run
in the same environment, the Marenostrum supercomputer hosted by the Barcelona Supercomputing Centre (BSC)
(Spain). This symbiosis facilitates the delivery of suitable observations to the calibrations, and of calibration data
to IDU tasks.
As anticipated in Section 2.1.1, IDU plays an essential role in the iterative data reduction; the successive iterations
between IDU, AGIS and PhotPipe (as shown in Figure 2.10) are what will make possible to achieve the high
accuracies envisaged for the final Gaia catalogue.
Fundamentally, IDU incorporates the astrometric solution from AGIS resulting in an improved crossmatch but also
incorporates the photometric solution from PhotPipe within the LSF
/PSF model calibration obtaining improved
image parameters. These improved results are the starting point for the next iterative reduction loop. Without IDU,
Gaia would not be able to provide the envisaged accuracies and its presence is key to get the optimum convergence
of the iterative process on which all the data processing of the spacecraft is based.
2.4.3
Raw data reconstruction
Author(s): Javier Casta ˜
neda
The raw data reconstruction establishes the detailed circumstances for each observation, including SM, AF, BP,
and RP windows of normal observations, RVS windows for some brighter sources, as well as the BAM windows.
The result is stored in persistent raw data records, separately for SM and AF (into AstroObservations); for BP and
RP (into PhotoObservations); for RVS (into SpectroObservations); and for BAM (into BamObservations). These
records need no later updates and are therefore only created in IDT.
The telemetry star packets with the individual observations include of course the samples of each window, but
do not include several vital pieces of information, e.g. the AC position of each window line, if some lines of the
window are gated, or if there is a charge injection within or close to the window. These details, which are common
to many observations, are instead sent as auxiliary science data (ASD).
As previously described, there are several kinds of ASD files. ASD1 files detail the AC o
ffsets for each CCD for
each telescope. These o
ffsets give the AC positions of window lines in the CCD at a given instant, relative to the
position of the window in AF1. Due to the precession of the spin axis, the stellar images will have a drift in the
AC direction, which can reach 4–5 pixels while transiting a single CCD. This shift changes during a revolution
107

---

and must therefore be updated regularly. When an update occurs, it a
ffects all window lines immediately, but
di
fferently for the two telescopes. Windows may therefore end up with a non-rectangular shape, or windows may
suddenly enter into conflict with a window from the other telescope.
The regular charge injections for AF and BP
/RP CCDs are recorded in the ASD5 records. IDT must then determine
the situation of each window with respect to the more recent charge injection. This task has an added twist, because
charge injections that encounter a closed gate will be held back for a while, and actually diluted.
Also the gating is recorded in an ASD file, and here IDT must determine the gate corresponding to each window
line. The detection causing the gate will have the same gate activated for the full window, but other sources
observed around the same time will have only gating in a part of their windows. Any awkward combination may
occur. An added twist is that the samples immediately after a release of a gate, will be contaminated by the charge
held back by the gate, and are therefore useless.
2.4.4
Basic angle variation determination
Author(s): Alcione Mora
The Gaia measurement principle is that di
fferences in the transit time between stars observed by each telescope
can be translated into angular measurements. All these measurements are a
ffected if the basic angle (the angle
between telescopes,
Γ = 106
◦
5) is variable. Either it needs to be stable, or its variations be known to the mission
accuracy level (≈1 µas).
Gaia is largely self-calibrating (calibration parameters are estimated from observations). Low frequency varia-
tions ( f < 1/2P
rot
) can be fully eliminated by self-calibration. High frequency random variations are also not a
concern because they are averaged during all transits. However, intermediate-frequency variations are di
fficult to
eliminate by self-calibration, especially if they are synchronised with the spacecraft spin phase, and the residu-
als can introduce systematic errors in the astrometric results (Michalik & Lindegren 2016, Sect. 2). Thus, such
intermediate-frequency changes need to be monitored by metrology.
The BAM device is continuously measuring di
fferential changes in the basic angle. It basically generates one
artificial fixed star per telescope by introducing two collimated laser beams into each primary mirror (see Fig. 2.11).
The BAM is composed of two optical benches in charge of producing the interference pattern for each telescope.
A number of optical fibres, polarisers, beam splitters and mirrors are used to generate all four beams from one
common light source. See Gielesen et al. (2012) for further details. Each Gaia telescope then generates an image
on the same dedicated BAM CCD, which is an interference pattern due to the coherent input light source. The
relative AL displacement between the two fringe patterns is a direct measurement of the basic-angle variations.
A detailed description of the BAM data model, the data’s collection, fitting and daily processing are outlined in
Section 7 of Fabricius et al. (2016).
2.4.5
On-ground attitude reconstruction (OGA1 & 2)
Author(s): David Hobbs, Michael Biermann, Jordi Portell
The processing of attitude telemetry from the Gaia spacecraft is unique due to the high accuracy requirements of the
mission. Normally, the on board measured attitude from the star trackers, in the form of attitude quaternions, would
be su
fficient for the scientific data reduction but perhaps requiring some degree of smoothing and improvement
108

---