Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 2.1: The coverage of the GEPC fields. The upper panel shows the northern, the lower one the southern field.
The gaps or underpopulated regions are caused by the dither pattern of the underlying ground-based observations,
the conical shape is due to the high declination, so that the sin δ factor already has a significant influence on the
1-degree level. On the sky, the fields are more or less square.
81

---

Figure 2.2: G mag histograms of the stars of the GEPC (only those objects, for which we have a G mag, i.e. both
V
and R resp. g and r magnitudes exist). Shown is always the total count in red, the southern field’s counts in
blue and the northern field’s counts in green. The upper panels show the normal (non-cumulative) histograms, the
lower panels show the cumulative histograms. The left panels show the linear, the right panels the logarithmic
histograms. The ’bump’ only seen in the southern field, near G
=18.5, is caused by the LMC red clump giants.
2.2.4.1
Construction
The GEPC consists of two 1 square degrees fields centred on the ecliptic poles themselves.
The southern field, or SEP-field, was observed with the MPIA 2.2 m telescope at La Silla in Chile and its WFI
detector, which covers
0.5
◦
×0.5
◦
. To fully cover the 1 square degree field as required, observations were done
using 5 pointings, one centred on the pole and the other four being tiled so that they fill
60 ×60 with some
degrees of overlap between them. Observations were done in Bessel BVRI and calibrated to Landolt Standard
fields into the Vega magnitude system and then transformed to Gaia magnitudes (G, G
BP
, G
RP
, G
RVS
).
The limiting magnitude in V and R and thus G is roughly 22.5 mag. Centred on G
18.5 there is a peak in the
magnitude distribution, see Figure 2.2. This peak is real, it is caused by the LMC’s Red Clump gint stars, which is
a very prominent population in this field.
The northern field was observed with the 3.6 m CFHT located on Mauna Kea (Hawaii, USA) and its MEGACAM
detector. As the field of view of this device is already one square degree, observations were carried out without a
pointing pattern, only a five-times dithering pattern. Filters used were SDSS ugri in this case, and the z band was
incorporated from Hwang et al. (2007). Our own data was calibrated into the system of Hwang et al. (2007). In
contrast to the SEP-field, the photometric zero points are for the AB system, as generally in SDSS-type photometric
fields. Again, the photometry is transformed into Gaia magnitudes. Due to the larger telescope the faint limiting
magnitude for the NEP-field is about 26 in g and r and thus G, the limit of completeness being about 24 mag. For
some stars the NEP field has proper motions, which were derived using the first epoch material from the POSS,
taken from the Minnesota Automated Plate Scanner (MAPS), see Pennington et al. (1993); Cabanela et al. (2003).
The plate in question (P72) was taken on August 18, 1952, allowing for a epoch baseline of roughly 56 years.
82

---

Both fields have some gaps, as can be seen in Figure 2.1. In the case of the northern field these gaps are caused
by the 5 point dither pattern which is not su
fficient to close all gaps in this 4 × 8 detector array. Other gaps in the
north and also those present in the southern field are due to matching criterion used in assembly. These gaps appear
where the gaps between detectors are least covered by the dithering, and objects are partly only on one image of a
set of five. In order to prevent too many false positives, which would have been detrimental for the commissioning
process of Gaia, objects only on one image were discarded.
2.2.4.1.1
Data reduction
This part deals with the data reduction steps from data treatment to photometric
calibration.
• Image reduction and source extraction: The northern field was delivered with the basic de-
trending (de-biassing, flat-fielding, etc.) done by the Elixir-pipeline (see e.g. Magnier & Cuil-
landre (2004)). Further steps including the source extraction was conducted with the Theli program
(Schirmer 2013), available here, based on the Astromatix Suite (Bertin et al. 2012), see also here,
which includes well-known programs such as Sextractor (Bertin & Arnouts 1996). The final assem-
bly and matching of the extracted catalogues including the calibration to Hwang et al. (2007) was
done using TOPCAT, a VO-compatible table calculation and plotting tool or the underlying stilts
routines, see Taylor (2005), see here respectively here. Since Theli delivers flux conserving images,
the source extraction was done using the sky projected images, with the centre being the nominal
coordinates of the NEP-field. This means that in contrast to the southern part, the source coordinates
were already in one common plane
/projection and did not need to be transformed further.
The WFI-data was delivered as raw data including calibration data, and had to be reduced from
scratch. Calibration data used, are the usual sets of bias and twilight flat data, as well as sky flats de-
rived from the longer exposed science data. Additionally so called ‘beta’-images were used to save
some of the unfortunately rather frequent ‘bad columns’. These images were images exposed to dif-
ferent exposures of β-radiation which allow the correction of some of the bad columns, namely those
which do show a signal response (opposed to those which do not, i.e. dark or hot dead columns).
Nonetheless this did not completely work in every case, so some residual columns remain, which
leads to the detection of spurious objects along these columns. As a consequence we decided to
use harsher rejection methods in the matching process, eliminating the vast majority of such ob-
jects, at the cost of missing some others. For the Gaia commissioning, the catalogue is optimised
for as few false positives as possible. The reduction of the SEP-data was done using MPIAphot
(Meisenheimer, Roeser, priv comm.) a Midas based routine suite developed at the MPIA mainly for
reduction of MPIA instruments, such as those on Calar Alto and the 2.2 m MPI-telescope on ESO’s
La Silla observatory, including the WFI detector used here. The photometry was derived from the
non sky projected images (The sky projected images made with MPIAphot are not flux conserving),
sources were again extracted with Sextractor (Bertin & Arnouts 1996). The extracted sources were
then brought into one gnomonic plane centred on the centre of the first image of the central pointing
using Midas routines.
• Stacking and matching: The stacking and matching of individual images was done in a similar
fashion for both fields; Therefore this step is described in one part. This process was not done
using the actual images, but the extracted sources. After matching and before combining the data,
photometric o
ffsets were determined, and an r.m.s. error was derived. One image (usually the first in
the sequence) was chosen to be the reference image, and the others were corrected for the o
ffset to
match the reference. Then the stacking of the images was done the following order and the standard
deviations of magnitudes and gnomonic coordinates
Ξ, η were derived for error determination, and
Equation 2.10. The optimum matching radius was determined to be 0.6
for both fields. This is
not surprising since the average seeing was 1
in both cases. For the next steps after the first match
(where applicable) the errors were calculated by error propagation:
83

---