Gaia Data Release 1 Documentation release 0

• MonitorDiagnOutputs
• AstroObservation and AstroElementary
2. The Monitoring outputs are plots and statistics among which:
• AIM centroid
• Formal errors AC and AL vs. Gmag for each CCD
• AIM centroid residual variation AL and AC vs. Gmag for each CCD
• AIM centroid residual variation AL and AC vs. time for each CCD
• AIM Image moments distribution over each row for each spectral bin
• Detections number for each magnitude and wavelength bin
• AIM AC and AL centroid mean variation over the row for each wavelength bin
• AIM AC and AL centroid mean variation over time and wavelength vs. strips
• Comparison among AIM and IDT centroid
• Formal errors
2.5.2.3.4
Daily Calibration
Two of the Gaia key calibrations are the reconstruction of the Line and Point
Spread Functions. For that reason AIM implements its own independent Gaia signal profile reconstruction on a
daily basis. The PSF
/LSF image profiles model is based, in a one dimensional case, on a set of monochromatic ba-
sis functions, where the zero-order base is the sinc function squared, which depends on an a-dimensional argument
ρ, related to the focal plane coordinate x, the wavelength λ, and the along-scan aperture width L of the primary
mirror. This corresponds to the signal generated by a rectangular infinite slit of size L , in the ideal (aberration-free)
case of a telescope with e
ffective focal length F (see Equation 2.46).
ψ
m
0
(ρ)
= sinc(ρ)
2
=
sin
(ρ)
ρ
2
;
where
ρ = π
xL
λF
(2.46)
The contribution of finite pixel size, Modulation Transfer Function (MTF) and CCD operation in time-delay inte-
gration (TDI) mode are also included. The higher-order functions are generated by suitable combinations of the
parent function and its derivatives according to a construction rule ensuring orthonormality by integration over the
domain. The polychromatic functions are built according to linear superposition of the monochromatic counter-
parts, weighted by the normalized detected source spectrum which includes the response of the system.
The spatially variable LSF
/PSF is reconstructed as the sum of spatially invariant functions, with coefficients varying
over the field to describe the instrument response variation for sources of a given spectral distribution. We then fine
tune the function basis to the actual characteristics of the signal by using a weighting function built from suitable
data samples (Gai et al. 2013)). The profile reconstruction is obtained using at most 11 terms for 1D profiles and
between 30 and 65 terms for full 2D windows. Only the 1D profile reconstruction ran during the time interval
covered by the Gaia DR1. The upper limit of the astrometric error introduced by the fitting process for the 1D
reconstruction is less than 0.2 × 10
−4
pixels, while the photometric error in G is less than 4 × 10
−4
G
.
The ’astrometric error’ is the systematic error in the image position determination and the ’photometric error’ is
the flux loss or flux gain using the selected model for the image flux determination. They are injected as a residual
by the fit process which aims at reconstructing the image profile by building the template for the selected data set.
Our modelling is based on only 11 ad-hoc base functions derived from a physical (simplified) representation of the
opto-electronic system. The base functions depend on just two tuning parameters, therefore we need to check that
139

---

the model is robust, and the right solution for each template unit is chosen as the one which introduces a negligible
’astrometric’ bias, i.e. a negligible error on the position determination. It may be taken as the residual mismatch
between the data set and its fit. They are not the astrometric and photometric error on the elementary exposure or
on the Gaia final accuracy. If we want to reach a final accuracy of 10 µas and m-mag level we need of course to
have the systematic errors one order smaller at most. The good solution for each bin (the LSF template for that
bin) is the one that introduces an ’astrometric’ error and a ’photometric’ error below a given threshold. All the
templates realize the LSFs library.
An AIM LSF
/PSF library contains a calibration for each combination of telescope, CCD, source colour (wave-
length for Gaia DR1) and AC motion. The LSF
/PSF calibration will improve during the mission with each pro-
cessing calibration cycle outputs.
1. The Daily Calibration inputs are:
• AimElementaries
• SelectionItems
• MonitDiagnosticOutputs
• LsfsForLasAL
• LsfsForLasAC
• AstroElementary
• CalibrationFeatures
2. The Daily Calibration outputs are the results of the fitting procedure:
• CalModulesResultsAL and CalModulesResultsAC
• CcdCalFlag
• The LSFs library InstrImageFitLibrariesAL and InstrImageFitLibrariesAC.
2.5.2.3.5
CalDiagnostic
1. The CalDiagnostic inputs are the outputs from the Daily Calibration
• CalModulesResultsAL
• CalModulesResultsAC
2. The CalDiagnostic outputs are plots and statistics among which:
• Focal plane average image quality variation for each AIM run which includes variation with
colours over the row
• Average colours variation over the row
• Variation with colours over the strip
• Average colours variation over the strip
• Calibrated PSF template coe
fficient variation over the row depending on colours which includes
template moments variation over the row depending on colours
• Template moments variation over the row averaged over colours
140

---