Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 3.3: Definition of the heliotropic spin phase
Ω. p and f are the preceding and following viewing directions
of the Gaia telescopes, separated by the basic angle
Γ. x (bisecting the viewing directions), z (normal to the viewing
directions), and y
= z × x are axes of the Scanning Reference System (SRS). The solar aspect angle ξ (nominally
= 45
◦
) is the angle between z and the vector towards the Sun, s. The heliotropic spin phase
Ω is the angle of x
from the projection of s onto the viewing plane normal to z. As Gaia rotates,
Ω is increasing at a rate of about
60 arcsec s
−1
.
the moment the only strategy remains to find such QSOs in the provisional releases and attach their sourceID to a
QSO identification. Another point that would certainly be useful would be to add the redshift information for all
QSOs in the MDB.
The possibility to access all detections in a given area of the sky, in the ecliptic poles for greater advantage, would
also be of value as sanity check for the GIQC mostly due to the intrinsically variable nature of QSOs.
On the other hand, good quality optical images, in several bands were made available to the DPAC and are publicly
available at the IERS. Some were reaped from major catalogues repositories (e.g., SDSS, 2MASS, and DSS), while
special observations were made for the QSOs considered by the CU3 WG on the tie to the ICRF.
Sub-samples of QSOs, representing morphology classes, radio-loud examples, redshift distribution, and colour
ranges, were build to be handed to the CU4, CU6, and CU8 groups dealing with detection and centroiding of
QSOs. For CU8 two other sub-samples were build contemplating QSOs with strong emission lines.
3.2.5
BAM data
Author(s): Lennart Lindegren
The Basic Angle Monitor (BAM) is a laser-interferometric device to measure variations of the basic angle on time
scales from minutes to days. Line-of-sight variations are monitored by means of two interference patterns, one per
167

---

Figure 3.4: Unfiltered BAM data (fringe positions) in the preceding (blue) and following (green) field of view. Each
individual measurement (every 23.52 s) is plotted versus the On-Board Mission Timeline (OBMT) in revolutions
(6 hours). The data cover OBMT 1000–2856 rev.
field of view, projected on a dedicated CCD next to the sky mappers (Figure 1.4). The pre-processing of BAM data
is described in Section 2.4.4.
The BAM data show that the basic angle of the Gaia telescopes varies with an amplitude of about 1 mas and a
period of 6 hours. The variations are very regular and phased with respect to the direction towards the Sun. For a
constant solar aspect angle ξ they are (mainly) a periodic function of the heliotropic spin phase
Ω (Figure 3.3).
3.2.5.1
Generation
During normal operations of Gaia the dedicated BAM CCD is read out once every 23.52 s (approximately). The
CCD frame contains the interferograms from both fields of view, so the measurements are strictly simultaneous.
The BAM elementary record (one per field of view) contains the estimated AL position (in pixels) of the central
fringe, together with the time (OBMT) of the measurement and statistical results from the estimation procedure.
The most important statistic is the goodness-of-fit, which is useful for eliminating measurements disturbed by
cosmic rays and bright transiting stars.
The BAM data are generated through an o
ff-line analysis of the BAM elementary records using the following
inputs:
• the time t
i
of each BAM measurement (i);
• the corresponding fringe positions in the preceding and following fields, φ
P
i
and φ
F
i
;
168

---

Figure 3.5: Histograms of the BAM fringe fitting errors (weighted RMS residuals
P
i
and
F
i
) as given in the BAM
elementary records for the period OBMT 1000–2856 rev. The solid blue line is for the preceding field, the dashed
green line for the following field of view.
• the goodness-of-fit measures (weighted RMS fitting errors),
P
i
and
F
i
;
• the heliotropic spin phase
Ω
i
;
• the distance from the Sun to Gaia, R
i
.
The first three items are extracted from the BAM elementary records. The times t
k
are corrected so that they refer
to the mid-time of the CCD exposure. The fringe positions are converted from pixels to angular units µas by
means of a nominal scale factor (1 pix
58932.8 µas). For convenience, and since only the variations of the fringe
positions are of interest, constant o
ffsets are subtracted so that φ
P
i
and φ
F
i
are approximately centred on zero.
The last two items require information from the attitude and barycentric ephemerides of the Sun and Gaia, and
are computed as follows. Using GREM (Section 3.1.5), the distance to the Sun (R) at the time of the BAM
measurement is obtained together with the observed (proper) direction to the Sun, s. For the latter, GREM returns
the rectangular coordinates in the Centre-of-Mass Reference System (CoMRS) C
= [X Y Z], that is
S s ≡










s
X
s
Y
s
Z










.
(3.31)
The components of the same vector s in the Scanning Reference System (SRS) S
= [x y z],
C s ≡










s
x
s
y
s
z










,
(3.32)
169

---