Gaia Data Release 1 Documentation release 0

• A last consolidation step is carried out in order to remove any attitude spike that may appear, for
example due to a wrong crossmatch record.
The OGA1 determination process was found to need backward propagation of the KF in order to su
fficiently reduce
the errors near the start of the time interval. This was found to be a problem during testing and is a well known
issue for Kalman filters. The problem was solved by introducing the backward filtering which resulted in a uniform
distribution of errors.
3) The outputs are the improved attitude (for each observation time t
i
) in two formats:
• quaternions q
OGA
1
(t
i
) in the form of array of doubles.
• B-spline representation from the OGA1 quaternions.
The OGA1 process, being a Kalman filter, needs its measurements in strict time sequence. In order to keep the
OGA1 process simple, the baseline is thus to separately use the CCD transits. OGA1 must use two-dimensional
(2D) astrometric measurements from Gaia. That is, the CCD transits of stars used by OGA1 must have produced
2D windows. OGA1 furthermore requires at least about one such 2D measurement per second and per FoV, in
order to obtain the required precision.
2.4.5.3
OGA2 and ODAS source positions
The main objective of the ODAS is to produce a daily high-precision astrometric solution that is analysed by First
Look Scientists in order to judge Gaia’s instrument health and scientific data quality (see also Section 2.5.2.2). The
resulting attitude reconstruction, OGA2, together with source position updates computed in the framework of the
First Look system is also used as input parameters by the photometric and spectroscopic wavelength calibrations
(for the last mission data segment in each Gaia data release). For the first two data segments, the OGA2 is accurate
to the 50 mas level because it is (like OGA1) tied to the system of the ground based catalogues, but it is precise at
the sub-mas level, i.e. internally consistent except for a global rotation w.r.t. the ICRF. The OGA2 accuracy will
improve during the mission with each catalogue produced by DPAC.
The computation of the OGA2 is not a separate task but one of the outputs of the ODAS (One-Day Astrometric
Solution) software of the First Look System (see Section 2.5.2.2). This process can be divided into three main
parts: input, processing and output steps:
1. The OGA2 inputs are outputs of the IDT system, namely:
• AstroElementaries with transit IDs and observation times,
• OGA1 quaternions q
OGA
1
(t
i
),
• a source catalogue with source IDs, and
• a crossmatch table with pairs of source IDs and transit IDs.
2. The processing steps: The attitude OGA2 is determined in one go together with daily geometric
instrument calibration parameter updates and updated source positions in the framework of the First
Look ODAS system which is a weighted least-square method.
3. The OGA2 outputs are the B-spline representation of the improved attitude (as a function of obser-
vation time t
i
).
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Along with the OGA2, FL produces on a daily basis improved sources positions which also are used as input
parameters by the photometric and spectroscopic wavelength calibrations (for the last mission data segment in
each Gaia data release). The accuracy and precision levels of the source positions are the same as those of the
OGA2.
2.4.6
Bias and astrophysical background determination
Author(s): Nigel Hambly
As mentioned previously in Section 2.3.5.2 concerning bias, on-ground monitoring of the electronic o
ffset levels
is enabled via pre-scan telemetry that arrives in one second bursts approximately once per hour per device. IDT
simply analyses these bursts by recording robust mean and dispersion measures for each burst for each device,
and low-order spline interpolation is employed to provide model o
ffset levels at arbitrary times when processing
samples from the CCDs. Regarding the o
ffset non-uniformities mentioned previously we reiterate that only the
readout-independent o
ffset between the prescan level and the offset level during the image section part of the serial
scan is corrected in IDT — all other small e
ffects are ignored.
The approach to modelling the ‘large-scale’ background is to use high priority observations to measure a two-
dimensional background surface independently for each device so that model values can be provided at arbitrary
along-scan time and across-scan position during downstream processing (e.g. when making astrometric and pho-
tometric measurements from all science windows). A combination of empty windows (VOs) and a subset of lead-
ing
/trailing samples from faint star windows are used as the input data to a linear least-squares determination of the
spline surface coe
fficients. The procedure is iterative to enable outlier rejection of those samples adversely affected
by prompt-particle events (commonly known as ‘cosmic rays’) and other perturbing phenomena. For numerical
robustness the least-squares implementation employs Householder decomposition (van Leeuwen 2007a) for the
matrix manipulations. Some example large-scale astrophysical background models are illustrated in Figure 2.13.
Following the large-scale background determination a set of residuals for a subset of the calibrating data are saved
temporarily for use downstream in the charge release calibration process which is implemented as a ‘one day
calibration’ in the First Look subsystem (see later). Residuals folded by distance from last charge injection are
analysed by determining the robust mean value and formal error on that value in each TDI line after the injection.
The across-scan injection profile, also determined in a one day calibration employing empty windows that happen
to lie over injection lines, is used to factor out the power-law dependency of release signal versus injection level.
Note that in this way new calibrations of the charge injection profile and the charge release signature are produced
each day. This is done to follow the assumed slow evolution in their characteristics as on-chip radiation damage
accumulates. The new calibrations are fed back into the daily pipeline at regular intervals (see later) such that an
up-to-date injection
/release calibration is available to all processing that requires them. Figure 2.14 shows some
example charge release curves typical of those during the Gaia DR1 observation period. Example across-scan
charge injection profiles are shown in Figure 2.15.
2.4.7
Spectro-Photometric Image Parameters determination
Author(s): Anthony Brown
Although the BP and RP data are treated from scratch again in the photometric processing (see Section 5), a pre-
processing of these data within IDT is needed in order to derive instantaneous source colour information (which
may di
ffer from the mean source colour). The source colours are needed in the astrometric image parameters
determination (Section 2.4.8).
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