Gaia Data Release 1 Documentation release 0

instrumental (calibration) parameters characterizing Gaia astrometric instrument as a whole. Examples here are the
Velocity and Basic Angle Calibration (VBAC) and Focal Length and Optical Distortion Calibration (FOC). VBAC
is intended to determine, to the largest possible extent, Basic Angle variations directly from the astrometric data.
FOC determines arbitrary di
fferential distortions of the Gaia astrometric instrument. In Gaia DR1, VBAC was
used in the verification of the solution (Lindegren et al. 2016, Appendix E.3). One of the simple variants of VBAC
was used for the Gaia DR1 verification and allowed one to determine the coe
fficients of a Fourier polynomial for
the basic angle. Although the fitted coe
fficients were not used for the released astrometric solution, VBAC has
demonstrated that the di
fference between the fitted coefficients and those determined from the BAM data don’t
di
ffer by more than ∼ 50 µas. This was important to demonstrate the correctness of the BAM measurements. In
the future releases both VBAC and FOC will be used to verify and possibly improve the astrometric solutions.
3.3.7
Extended PSF
/LSF model
Author(s): Michael Davidson
The cyclic reprocessing environment of IDU allows a more sophisticated LSF
/PSF modelling to be performed,
relative to the calibration determined in the real-time system (see Section 2.3.2). In this first data release the
approach, however, mirrors that used in FL LODC with a few indirect improvements. For example, the bias and
background models available in IDU are more complete and have fewer artifacts due to joins between OBMT
intervals. The increased processing power available also enables a more flexible solution to be determined (extra
spline knots and parameter dependencies).
In future data reductions the main di
fference with respect to the early LSF/PSF will be the use of a full 2D PSF
model, rather than an ALxAC LSF approximation, which is known to limit the performance, particularly when the
PSF is asymmetric. This full 2D PSF model will be conceptually similar to the LSF model but it shall use a linear
combination of 2D basis functions instead of 1D basis functions. Knowledge of the scene will also permit the
full 2D PSF mapping to be extended into the ‘far’ wings, well outside the region sampled by the stellar windows.
These di
ffraction features cause a great number of false detections on-board and so form a valuable data set, along
with data from Virtual Objects.
The ultimate aim for the extended LSF
/PSF model is to incorporate a Charge Distortion Model (CDM) to handle
the e
ffects of Charge Transfer Inefficiency (CTI). The CDM is a very complex problem to solve, and it requires
an accurate knowledge of the input signal, so this remains under development. Fortunately the level of radiation
damage is significantly lower at this stage of the mission than feared before launch (by a factor of ∼ 10).
3.4
Processing steps
Author(s): Jose Hernandez
The main objective of the AGIS processing is the accurate estimation of the source positions, their parallaxes and
proper motions using as main input the observations obtained by Gaia. Each field of view transit is packed in an
object named AstroElementary which contains information (times and across scan coordinate) of each individual
transit of the star across the CCDs. Other inputs needed in AGIS are the working catalogue, the match records
linking observations with sources, and auxiliary information like the Gaia and Solar System ephemeris, clock
calibrations to convert the on board time to barycentric time, etc.
The main processing steps which are performed in AGIS are:
186

---

• AGIS pre-processing: This phase takes all the input data available to AGIS (observations, working
catalogue, matches, etc.) and processes them transforming the input data to a form better suited for
the processing, sorting it so that all the observations of each source are put together. During the
pre-processing some filtering on the input data is done so that transits where the quality is dubious
are filtered out. The last step of the pre-processing is the selection of the primary source set which
will be used to determine the attitude and calibration. In DR1 the primary selection consisted on the
selection of the TGAS sources and their initialisation using the relevant priors.
• Primary source processing: This phase consists on the determination through an iterative scheme
of the astrometry of the sources which were selected as primaries, the spacecraft attitude and the
instrument calibration parameters all with the best possible accuracy for the given models and ob-
servations available. When the solution has been computed the primary sources and the attitude are
aligned to the ICRF.
• Secondary source processing: This phase consists on the determination of the astrometry for the rest
of the sources not considered as primaries using their observations and the attitude and calibration
computed during the Primary source processing. In DR1 only the positions and their uncertainties
where produced for the secondary set.
• AGIS post-processing: This phase takes care of merging the results of the primary and secondary
processing. It also puts the AGIS outputs sent to the MDB in a format more suited for the consumers
of the data, converting the times back to OBMT and stripping auxiliary data not useful outside AGIS.
3.4.1
AGIS pre-processing
Author(s): Jose Hernandez
The AGIS pre-processing takes care of preparing the data produced by other systems which is needed by AGIS to
arrange and convert the data in a way which will be more suited for the AGIS execution.
The types of data used by AGIS are:
• The Gaia satellite and main solar-system bodies ephemeris.
• The time ephemeris needed to convert between the di
fferent time scales used in DPAC processing
(OBMT, TCB, etc.).
• The current Gaia DPAC source catalogue originating from the IGSL.
• The IDT or IDU AstroElementaries (FOV Observations, each one typically containing 1 SM CCD
transit and 8 or 9 AF CCD transits), in the first release only IDT AstroElementaries were used.
• The IDU match information, linking AstroElementaries with Gaia catalogue sources.
• The IDU new sources which were created during the AstroElementary to Gaia catalogue match
process.
• The commanded attitude files, used to generate the initial attitude needed to bootstrap AGIS.
• The BAM data was analysed o
ffline in order to find out the discontinuities where calibration bound-
aries should be placed.
187

---