Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Telescope decontamination operations were performed in September 2014 and June 2015, scheduled after ice
build-up had progressed beyond acceptable levels. For more details, see Section 1.3.3.11 and Gaia Collaboration
et al. (2016b).
During December 2014, the MOC introduced open-loop ground automation (i.e., periods during which Gaia trans-
mits science data to the ground stations without any intervention from MOC sta
ff) and extra ground-station book-
ings to allow for increased science-data down link. The science-data return to ground was thereby increased along
with the minimisation of data latency for the photometric and Solar-system alert projects.
A Lunar transit with approximately 0.35% of the Sun’s disk obscured occurred on 11 November 2014. The event
was visible in multiple subsystems on the spacecraft (i.e., temperatures, MPS reaction to Solar radiation pressure,
etc.). A similar, but larger (5%) event took place in November 2015 (which is not covered by Gaia DR1).
The necessity for a monthly Station-Keeping Manoeuvre (SKM, i.e. the maintenance of the desired orbit around
L2) has diminished throughout the mission, the cadence now being between 3 and 4 months.
1.3.3.2
Focal Plane Assembly
For the time interval covering Gaia DR1, all elements on the focal plane were operating correctly and as expected.
There have been no major issues with the PEM-CCD couples and all 106 devices are functioning within, or close
to, specification (only one device currently slightly exceeds the readout-noise specification). In the absence of
hardware issues, the most important parameter a
ffecting the characteristics and performances of the focal-plane
elements is the temperature.
1.3.3.3
Focal-plane temperature
Amongst the many di
fferent temperature sensors on-board the satellite, there are three placed close to the detector
array. They are distributed across the focal plane with one placed near the SM1 CCD on row 1, one placed near the
AF5 CCD on row 4, and the third one near the RVS3 CCD on row 5. Shown in Figure 1.2 is a plot of the readings
obtained from these three sensors after convolving the data through a one-hour-wide running-average smoothing
kernel. One can immediately note two temperature increases. These correspond to controlled heating events which
were carried out in order to decontaminate the mirrors. Any future heating events will display a signature similar
to these two heating events (note that the RVS heaters were switched o
ff as part of a one-off test before the second
decontamination in this time range, so, under nominal circumstances, this temperature drop will not be repeated).
The top axis on Figure 1.2 displays the number of days after Gaia launch, while shown on the bottom axis are the
equivalent values but displayed in a unit of six-hour spacecraft revolutions.
When thermal equilibrium is reached after each heating event, it can be observed that the focal-plane temperature is
extremely stable. Large temperature changes can dramatically a
ffect detector characteristics (such as CTI or gain),
so long-term stability is an important aspect of the performance. There is an obvious gradient of a few degrees
over the focal plane (from sensor-to-sensor), but this gradient remains stable, and the operating temperatures of all
devices are close to the target value of −110
◦
Celsius. There is a very slow and gradual long-term evolution of the
temperature readings due to the variable distance of the spacecraft to the Sun and, obviously, this changes with a
period of a year, but this is a very small e
ffect.
33

---

Figure 1.2: The readings for the three temperature sensors closest to the focal plane. The legend shows the names
of the CCDs which are closest to each of the three sensors. One can note the large temperature increases due to
mirror decontamination events and also the o
ffset between the sensor readings highlighting the thermal gradient
over the focal plane (see text). Marked in blue shading is the time period from which data was acquired which
is used for the first data release (Gaia DR1). The beginning of this time period corresponds to the end of the
commissioning phase.
34

---

1.3.3.4
Parallel Charge-Transfer Ine
fficiency
The L
2
environment o
ffers many advantages for the operation of astronomical observatories, such as high thermal
stability. Due to the large distance of L
2
from Earth (∼1.5 million km), the e
ffect of geomagnetically trapped
charged particles is not a concern. However, it follows that L
2
lacks the shielding of the Earth’s magnetosphere
and is thus vulnerable to impacts from ionised particles from other sources. Indeed, the L
2
radiation environment is
dominated by particles (mostly protons) from the e
ffectively isotropic cosmic rays and the more directional Solar
eruptive events. The cosmic-ray component is expected and observed to be rather steady throughout the mission,
with the number of impacts expected and observed to vary smoothly and to be anti-correlated with the Solar cycle
(see Section 1.3.3.9). In contrast, the impacts of particles from Earth-directed Solar events are sporadic with more
events expected and observed around the time of Solar maximum.
The most worrying e
ffects of radiation on the Gaia science performances are expected to be due to performance
degradations of the detectors over time. The most important e
ffects are due to two main sources: 1) ionising
radiation damage, and 2) non-ionising radiation damage.
The e
ffects of ionising radiation on the detectors are cumulative and occur when charge builds up on parts of some
electronic devices which can result in threshold shifts, charge leakage, etc. A special calibration procedure is
periodically run on-board to monitor the accumulation of charge in the oxide layers of the CCD detectors; this is
further described in Section 1.3.3.8.
The lattice displacement damage to the CCD silicon layers is the biggest radiation threat to the achievement of the
Gaia science performance goals. The generation of new energy levels between the valence and conduction bands
in the silicon produces crystal defect sites that trap electrons from traversing charge packets, to be released from
the trap at some later moment in time. This results in a smearing of the images that are readout from the CCD that
cannot be calibrated in a simple manner. Indeed, Charge Transfer Ine
fficiency (CTI) of the CCDs was identified
as a potential threat to the mission at an early stage. CTI in the transfer through the serial (readout) register is
discussed in Section 1.3.3.5; however, Gaia is most sensitive to CTI in the image area (along-scan direction).
The most important hardware mitigation for along-scan CTI e
ffects is the periodic injection of charge into the
devices. This is carried out every ∼ 2 seconds for AF1 and AF2-9 devices and ∼ 5 seconds for BP and RP devices.
This scheme sees four contiguous lines of charge injected into the CCD and clocked out through the 4500 TDI
lines. This serves to periodically fill trapping sites with injected electrons, thus preventing the trapping of photo-
electrons. Indeed, for those traps with characteristic release time scales on the order of seconds, these traps will
be kept filled over the period of the charge injection, thus keeping them e
ffectively permanently filled and thus
rendered e
ffectively inactive. The regular presence of the injection features in the data stream also means that the
CTI e
ffects on the injections can be used to monitor the evolution of the trapping and release effects on the detector
over time. One such diagnostic is what is known as the First Pixel Response (FPR) and is measured by computing
the number of electrons removed from the first injected pixel line through trapping (in practise, we also need to
account for trapping from subsequent lines).
Shown in Figure 1.3 are the FPR results (normalised by the charge-injection level) for the AF7 CCD on row 4.
The steady increase in CTI is apparent and is thought to be due to the low-energy tail of the Galactic cosmic-ray
impacts. The two step increases are correlated with two Earth-directed proton events.
The almost linear degradation in the transfer e
fficiency is noticeable and rather similar for all devices. However, the
e
ffects of the Solar proton events are heavily affected by the differential shielding across the focal plane. Therefore,
the net CTI observed in each device is a convolution of the (low-level) initial pre-flight CTI due to traps generated
during the manufacturing process, the e
ffect of the cosmic-ray impacts, and the effects of the Solar protons. Shown
in Figure 1.4 is the result of the extrapolation of in-flight FPR measurements to the nominal end-of-mission time
for Gaia. The higher CTI FPR values for the RP CCDs are apparent and caused by the higher inherent along-
35

---