Gaia Data Release 1 Documentation release 0

The reference system for the source catalogue is the Barycentric Celestial Reference System (BCRS
/ICRS), which
is a quasi-inertial, relativistic reference system non-rotating with respect to distant extra-galactic objects. Gaia
observations are more naturally expressed in the Centre-of-Mass Reference System (CoMRS) which is defined
from the BCRS by special relativistic coordinate transformations. This system moves with the Gaia spacecraft and
is defined to be kinematically non-rotating with respect to the BCRS
/ICRS. BCRS is used to define the positions
of the sources and to model the light propagation from the sources to Gaia. Observable proper directions towards
the sources as seen by Gaia are then defined in CoMRS. The computation of observable directions requires several
sorts of additional data like the Gaia orbit, solar system ephemeris, etc. As a next step, we introduce the Scanning
Reference System (SRS), which is co-moving and co-rotating with the body of the Gaia spacecraft, and is used
to define the satellite attitude. Celestial coordinates in SRS di
ffer from those in CoMRS only by a spatial rotation
given by the attitude quaternions. The attitude used to derive the sky coordinates for the crossmatch is the initial
attitude reconstruction OGA1 described in Section 2.4.5.
We now introduce separate reference systems for each telescope, called the Field of View Reference Systems
(FoVRS) with their origins at the centre of mass of the spacecraft and with the primary axis pointing to the optical
centre of each of the fields, while the third axis coincides with the one of the SRS. Spherical coordinates in this
reference system, the already mentioned field angles (η, ζ), are defined for convenience of the modelling of the
observations and instruments. Celestial coordinates in each of the FoVRS di
ffer from those in the SRS only by a
fixed nominal spatial rotation around the spacecraft rotation axis, namely by half the basic angle of 106 degrees.
Finally, and through the optical projections of each instrument, we reach the focal plane reference system (FPRS),
which is the natural system for expressing the location of each CCD and each pixel. It is also convenient to extend
the FPRS to express the relevant parameters of each detection, specifically the field of view, CCD, gate, and pixel.
This is the Window Reference System (WRS). In practical applications, the relation between the WRS and the
FoVRS must be modelled. This is done through a geometric calibration, expressed as corrections to nominal field
angles as detailed in Section 3.3.5.
The geometric calibration used in the daily pipeline is derived by the First-Look system in the ‘One-Day Astro-
metric Solution’ (ODAS), see Section 2.4.5.3 whereas the calibration for cyclic system is produced by AGIS.
2.4.9.2
Scene determination
The scene is in charge of providing a prediction of the objects scanned by the two fields of view of Gaia according
to the spacecraft attitude and orbit, the planetary ephemeris and the source catalogue. It was originally introduced
to track the illumination history of the CCDs columns for the parametrization of the CTI mitigation. However, this
information is also relevant for:
• The astrophysical background estimation and the LSF
/PSF profile calibration, to identify the nearby
sources that may be a
ffecting a given observation. The scene can easily reveal if the transit is
disturbed or polluted by a parasitic source.
• The crossmatch, to identify sources that will probably not be detected directly, but still leave many
spurious detections, for example from di
ffraction spikes or internal reflections.
Therefore, the scene does not only include the sources actually scanned by both fields of view but it also identifies:
• Sources without the corresponding Gaia observations. This can happen in the case of:
– Very bright sources (brighter than 6th magnitude) and SSO transits not detected in the Sky
Mapper (SM) or not finally confirmed in the first CCD of the Astrometric Field (AF1).
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– Very high proper motion SSO, detected in SM but not successfully confirmed in AF1.
– High density regions where the on board resources are not able to cope with all the crossing
objects.
– Very close sources where the detection and acquisition of two separate observations is not
feasible due to the capacity of the Video Processing Unit.
– Data losses due to: on board storage overflow, data transfer issues or processing errors.
• Sources falling into the edges and between CCD rows.
• Sources falling out of both fields of view but so bright that they may disturb or pollute nearby
observations.
It must be specially noted that the scene is established not from the individual observations, but from the catalogue
sources and planetary ephemeris and is therefore limited by the completeness and quality of those input tables.
2.4.9.3
Spurious Detections identification
The Gaia on-board detection software was built to detect point-like images on the SM CCDs and to autonomously
discriminate star images from cosmic rays, etc. For this, parametrised criteria of the image shape are used, which
need to be calibrated and tuned. There is clearly a trade-o
ff between a high detection probability for stars at 20 mag
and keeping the detections from di
ffraction spikes (and other disturbances) at a minimum. A study of the detection
capability, in particular for non-saturated stars, double stars, unresolved external galaxies, and asteroids is provided
by de Bruijne et al. (2015).
The main problem with spurious detections arises from the fact that they are numerous (15–20% of all detections),
and that each of them may lead to the creation of a (spurious) new source during the crossmatch. Therefore, a
classification of the detections as either genuine or spurious is needed to only consider the former in the crossmatch.
The main categories of spurious detections found in the data so far are:
• Spurious detections around and along the di
ffraction spikes of sources brighter than approximately
16 mag. For very bright stars there may be hundreds or even thousands of spurious detections
generated in a single transit, especially along the di
ffraction spikes in the AL direction, see Fig. 2.17
for an extreme example.
• Spurious detections in one telescope originating from a very bright source in the other telescope, due
to unexpected light paths and reflections within the payload.
• Spurious detections from major planets. These transits can pollute large sky regions with thousands
of spurious detections, see Fig. 2.18, but they can be easily removed.
• Detections from extended and di
ffuse objects. Fig. 2.19 shows that Gaia is actually detecting not
only stars but also filamentary structures of high surface brightness. These detections are not strictly
spurious, but require a special treatment, and are not processed for Gaia DR1.
• Duplicated detections produced from slightly asymmetric images where more than one local max-
imum is detected. These produce redundant observations and must be identified during the cross-
match.
• Spurious detections due to cosmic rays. A few manage to get through the on-board filters, but these
are relatively harmless as they happen randomly across the sky.
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