Gaia Data Release 1 Documentation release 0

All the problems related to data consistency which had been found in preliminary solutions have been corrected.
We do notice, however, that 16 678 sources in the final catalogue with (some) two-dimensional observations are
missing the astrometric weight ac field. The reason is, that all their AC measures were considered bad ob-
servations. We also note, that there are 4288 sources where only two observations were available for astrometry,
making goodness-of-fit indicators like astrometric excess noise ill-defined. A total of 332 071 611 solutions
do not have this quantity calculated, but in most cases this is simply because no noise excess was present.
7.4.2.1.1
Magnitude consistency
G
-band photometry was tested both by looking for unexpectedly faint sources
in the TGAS subset (2 381 sources with G
14 mag) and by comparing the G magnitudes to preliminary ver-
sions of photometry to be published in later releases (G
BP
and G
RP
). CU9 validation removed many sources with
anomalous G magnitudes from the final release, but the filtering was conservative due to uncertainty in the cause
and extent of the problem. For example, when colour information was available, stars with G − G
BP
> 3 and
G − G
RP
> 3, (Figure 7.1a), thus where a problem with G was suspected, were filtered (164 446 sources). Faint
TGAS stars frequently had a small number of observations (less than 10), and stars with less than 10 observations
clearly behaved di
fferently in photometry (Figure 7.1b) so they were also filtered (746 292 sources).
Figure 7.1: Sources which were filtered before Gaia DR1 due to suspect G magnitudes. Left: G − G
RP
vs G − G
BP
for sources in the galactic plane. Right: G
+ 0.2B
T
− 1.2G
BP
vs number of observations.
After filtering, the final catalogue still contains 163 TGAS stars with G
14 mag, which may be incorrectly
crossmatched faint stars, faint stars that were blended in the Tycho-2 input catalogue, correctly identified Tycho
stars with incorrect magnitudes, stars on the faint tail of the Tycho catalogue, or simply variables (Figure 7.2). Faint
TGAS stars should be used carefully, as their astrometry may be a
ffected by crossmatching or blending issues.
The complete release also contains 18 million sources that have suspicious G magnitudes compared to G
BP
and
G
RP
, but cannot be reliably identified as bad sources using number of observations, quoted errors, or similar criteria.
Likewise, 3600 sources have G > 22 with no clear way to isolate the cause of the faint magnitudes. Catalogue
users should treat this outlying photometry with caution.
The completeness of G magnitude has been verified as well, e.g. by checking the straightness of the logarithmic
slope of the number of sources as a function of G magnitude. We can see in Figure 7.2 that the slope is fairly
constant between G 6–10 mag, but significant incompleteness sets in for brighter as well as fainter sources.
268

---

Figure 7.2: The G magnitude for TGAS stars before filtering (left) and after the filtering process (right).
The astrometric and photometric reductions were carried out separately, but used the same CCD observations.
The validation group therefore assumed that the astrometric and photometric solutions for a given source include
a similar number of accepted observations. If the two numbers were very di
fferent, it would be a warning that
astrometry and photometry could be inconsistent, e.g. referring to di
fferent components of a binary system. This
is particularly worrisome when many observations are rejected, and the ones accepted in one process may all be
rejected in the other. Caution is therefore needed, when half the observations, or more, are rejected.
7.4.2.1.2
Duplicate sources
An important test checked that there were no duplicate sources in the data release.
If a single source had two entries in the input source list, had a second entry recorded during source identifica-
tion, experienced crossmatching problems with a nearby (real) source, or encountered other processing problems,
the process for matching observations with sources could have distributed the observations of this single source
between two or more source entries.
It was decided to filter these duplicates as they were numerous enough to be confused with close binaries (Fig-
ure 7.3a), or would otherwise produce spurious overdensities on the sky. In particular, stars from the Initial Gaia
Source List (IGSL), the catalogue built before launch with known optical astrometric and photometric information
of sources up to magnitude G
= 21 (Smart & Nicastro 2014), may have initially contained duplicates from over-
lapping plates in the GSC-II (Figure 7.4). We actually took advantage of these duplicate stars, i.e. stars which have
several entries but which in theory should contain identical parameters, to check the astrometry and photometry.
We found that for these stars the standard uncertainties were underestimated by a factor 1.6 to 2 for positions and 3
to 4 for magnitude, depending on number of observations, magnitude and scan orientation. Although this may not
be extrapolated to all stars, this gave a final motivation to remove the duplicate stars and flag the duplicated ones.
269

---

Figure 7.3:
Number of pairs of sources as a function of their angular separation in the field (l
= 330, b = 0): (a) before filtering
of duplicate stars, (b) after filtering.
Figure 7.4:
E
ffect of duplicate stars towards south pole (δ < −86
◦
): (a) original density map in the preliminary Gaia Catalogue
before the validation process, (b) duplicates found, (c) after duplicates removal.
Such duplicates were identified by crossmatching all source positions in the entire Gaia catalogue to each other and
declaring a source pair duplicated if their angular separation was below one pixel (59 mas, i.e. clearly below the
optical resolution) or five times the combined position uncertainty. Only reference epoch positions were used, with
no corrections for high proper motion stars. Only one source of each duplicated set was kept in the final catalogue,
giving priority to the source with the most detailed astrometric solution, the largest number of observations, or the
smallest errors. Sources that participated in a duplicated set may have corrupted photometry or astrometry, and
were marked by the duplicated source flag in the catalogue, and the others (36 745 480 sources) were filtered.
Once the three di
fferent filters described above had been applied, 37 433 092 sources were removed, (3.2% of the
input sources), and 35 951 041 were flagged as duplicated source.
7.4.2.2
Angular resolution
A simple way of checking the angular resolution of a catalogue is to look at the distribution of the distances
between pairs of sources. For a random star field with ρ stars per unit area, a ring of radius r, centred on a given
star, will contain ρ2πr
∆r stars, where ∆r is the width of the ring. For a sample of N stars, we will have Nρπr∆r
unique pairs at that separation.
270

---