Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 7.9: Distribution of equatorial and ecliptic position error ratios in a logarithm scale. Left column cor-
responds to the ratio σ
α∗
/σ
δ
, and right column shows the ratio σ
λ∗
/σ
β
. From top to bottom, each row shows
di
fferent G magnitude ranges: 0 < G < 13, 13 < G < 16, and 13 < G < 20.
7.4.2.4
Parallaxes
CU9 validation conducted two internal tests of the parallaxes: one aimed at locating sky regions with relatively
many negative parallaxes, and one testing the consistency of the standard uncertainty on the parallaxes with the
observed parallax distribution.
For the first test we compute the fraction of TGAS sources with negative parallax in each level 4 HEALPix (G´orski
et al. 2005) and flag those pixels which have an unusually high or low fraction, given the average number of
observations per source. As a result 150 pixels out of 3072 (5%) were flagged. Figure 7.10a illustrates the result,
276

---

and we particularly notice the high fraction when there are less than 75 observations per source, corresponding to
about 8 transits. The right-hand panel shows how the median parallax depends on the star density, where in general
in the denser fields (Galactic plane) the relatively bright TGAS stars are further away.
Figure 7.10: Left: fraction of sources with negative parallax in relation to the average number of observations per
source in level 4 HEALPix pixels. Red points indicate areas with an unusually large or small frequency of negative
values, given the number of observations. Right: TGAS parallax medians by pixel depending on sky density. Red
points indicate unusual parallax values given the sky density.
The catalogue validation process checked the internal consistency of the standard uncertainty on the parallaxes
by finding the parallax error level most consistent with the observed parallax distribution. The test used a decon-
volution algorithm based on Lindegren (1995), but re-calibrated for the expected distance distribution of TGAS
(Section 4) and optimised for large data sets. The algorithm is sensitive to any global bias in the parallaxes, so the
possibility to de-bias the parallax measurements was accounted for, based on the results using distant stars pre-
sented in Section 7.4.3.2. Analysis of a preliminary internal data set showed that sources with standard uncertainty
on the parallaxes in excess of 1 mas had underestimated errors, leading to the exclusion of all such sources from
Gaia DR1 (Figure 7.11). It was found that the sources in Gaia DR1 have accurate parallax uncertainties, to within
the 0.03–0.05 mas accuracy of the test.
277

---

Figure 7.11: Reconstructed versus formal parallax standard uncertainties before (le f t) and after (right) exclud-
ing uncertain sources with uncertainties exceeding 1 mas. The standard uncertainties in Gaia DR1 now reflects
adequately the uncertainties obtained with the deconvolution algorithm applied on the parallax distribution.
7.4.2.4.1
Parallax accuracy using QSO
In the course of the AGIS astrometric solution, about 135 000 QSOs
were included and solved for parallax and positions (proper motions being constrained with a near 0 mas yr
−1
prior) (Lindegren et al. 2016, Sect. 4.2) and made available for validation. As the true parallax for QSOs is around
0, the study of these parallaxes gives direct information on the properties of the parallax errors. Unfortunately, the
available QSOs cover part of the sky only, and in particular they can give little insight inside the galactic plane.
The median zero-point of the QSOs parallaxes is significantly non-zero (−0.04 ± 0.003 mas). Selecting random
sky regions with 2
◦
radius, and keeping only those with at least 20 QSOs, shows large scale spatial e
ffects with
characteristic amplitude of about 0.3 mas (2σ significance), see Figure 7.12, with in particular the pattern of the
Ecliptic Pole Scanning Law. In some (rare and small) regions, the parallax bias can even reach the mas level.
278

---

Figure 7.12: Median QSOs parallaxes in ρ
= 2
◦
regions, ecliptic coordinates. The galactic plane appears without
any feature as there are not enough QSOs in the catalogue. Outside the plane, the bias on the parallax varies with
an amplitude of a few tenths of mas over some large regions, up to ±1 mas in a few small regions.
The bias variation is directly related to the number of observations (Figure 7.13a, 7.14a), and consequently to the
standard uncertainties, with also a 0.3 mas peak-to-peak amplitude. Large positive parallax biases look associated
to large ρ(α,
) anticorrelations (Fig. 7.13b, 7.14b).
Figure 7.13: Median QSOs parallaxes (mas) vs number of observations (left) and vs correlation between right
ascension and parallax (right).
279

---

Figure 7.14: HEALPix map in ecliptic coordinates for QSOs of the number of observations (left) and of the
correlation between right ascension and parallax (right).
As for the reasons for these parallax e
ffects, possible along-scan or attitude measurements problems, if the field
scan direction strenght K1
is a proxy for this, may be part of the reason (Figure 7.15a), with some contribu-
tion from possible chromaticity problems. The scan direction strenght K4, measuring orthogonal directions,
and associated to small numbers of observations, looks also contributing (Figure 7.15b) with here also a 0.3 mas
peak-to-peak amplitude.
Figure 7.15: Median QSOs parallaxes (mas) vs scan direction strength K1 (left) and K4 (right).
280

---