Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Besides this overall task profiling, more detailed information can also be obtained for the profiling of some specific
parts of the processing. These diagnostics are very useful to detect possible bottlenecks or unexpected performance
degradation for specific parts of the processing or for specific data chunks.
Please note that for Gaia DR1 only the scene, detection classification and crossmatch diagnostics apply.
145

---

Chapter 3
Astrometry
3.1
Introduction
Author(s): David Hobbs
This chapter presents the models and processing steps used for Gaia’s core solution, namely, the Astrometric
Global Iterative Solution (AGIS). The inputs to this solution rely heavily on the basic observables (or astrometric
elementaries) which have been pre-processed and discussed in Chapter 2, the results of which will be published
in Fabricius et al. (2016). The models consist of reference systems and time scales; assumed linear stellar motion
and relativistic light deflection; in addition to fundamental constants and the transformation of coordinate systems.
Higher level inputs such as: planetary and solar system ephemeris; Gaia tracking and orbit information; initial
quasar catalogues and BAM data are all needed for the processing described here. The astrometric calibration
models are outlined followed by the details processing steps which give AGIS its name. The final Section 3.5
represents a basic quality assessment and validation of the scientific results which will also be published in detail
in Lindegren et al. (2016). However, the validation of the science products was not restricted to just this, a more
independent catalogue consolidation and validation of the science results for Gaia DR1 was also performed and
are documented in Chapter 7 and will be published in Arenou et al. (2017).
3.1.1
Overview
Author(s): Lennart Lindegren
The astrometric processing, as envisaged and designed before the launch of Gaia, is described in some detail in
Lindegren et al. (2012). This reference is still very relevant, but confrontation with real data and a continuing
maturing of concepts have resulted in many changes, and this chapter provides an updated description.
A schematic overview of the astrometric processing is given in Figure 3.1. The main objective of the astrometric
processing is to estimate, as accurately as reasonably possible, a set of parameters representing the sources, the
attitude, and the geometric calibration of the instrument. Optionally, a set of global parameters may also be
estimated. These are the output data in Figure 3.1.
This objective is achieved by means of a complex processing chain applied to the input data represented in the
146

---

Figure 3.1: Overview of the main steps of the astrometric processing, and of its main input and output data.
147

---

left part of the figure and further described below. The core part of the processing is the Astrometric Global
Iterative Solution (AGIS), which performs a weighted least-squares fit of the global astrometric model to the CCD
observations by iteratively adjusting the output parameters.
The astrometric processing uses a coordinate system known as the Barycentric Coordinate Reference System
(BCRS; Section 3.1.3). It has its origin at the solar-system barycentre (typically within two solar radii of the sun’s
position). Its axes are non-rotating with respect to objects at cosmological distances and coincide with those of
the International Celestial Reference Frame (ICRS; Arias et al. 1995). The time coordinate of the BCRS is the
barycentric coordinate time (TCB).
The main input data are:
• Astrometric elementary records (AstroElementaries): These are the ‘observations’ to which the
global astrometric model is fitted. Each record contains the image parameters (centroid coordi-
nates and flux) from the SM and AF measurements of one detected source across the field of view
(transit). Each record has a unique transit identifier. The AstroElementaries are generated by the
IDT (Section 2.4.2.1) or IDU (Section 2.4.2.2).
• Source list: This is the current list of sources used by the DPAC processing. Initially it is the IGSL
(Section 2.2.3), augmented by new sources found during the crossmatch processing (Section 2.4.9).
Eventually, the source list will be independent of the IGSL. Each source has a unique source identi-
fier.
• Match table: This table links every astrometric elementary record (transit identifier) to a source
identifier. Usually several transits are linked to the same source. The match table is created by the
crossmatch processing (Section 2.4.9).
• Initial attitude: This is an approximation of the attitude from which the attitude update starts. It
is needed because the transformation from attitude parameters to the observed quantities is highly
non-linear, and the attitude update, based on the linearised transformation, only works if the errors
are
1 rad. In the cyclic processing the attitude estimate from the previous cycle may be used; oth-
erwise the commanded attitude provides a su
fficiently good starting approximation (Section 2.4.5).
• Time ephemeris: This provides the relation between the time measured by the on-board clock, rep-
resented by the on-board mission time line (OBMT), and the barycentric coordinate time (TCB),
which is the time scale used for all the astrometric processing.
• Gaia ephemeris: This provides the position and velocity of Gaia in the BCRS. The velocity of Gaia
is needed to take into account stellar aberration, while the position is needed to compute parallax
and the gravitational deflection a
ffecting the observations. The construction of the Gaia ephemeris
is described in Section 3.2.3.
• Solar-system ephemerides: These provide the positions in the BCRS of the sun, eight major planets,
and the moon. They are principally needed to compute the gravitational deflection caused by these
bodies. Their construction is described in Section 3.2.1.
• BAM elementary records (BamElementaries): These contain the estimated fringe positions (in pix-
els) in the preceding and following fields of view as recorded by the Basic Angle Monitor (BAM).
The BAM data are analysed o
ff-line (see Section 3.2.5) to provide initial values of the basic-angle
variations and basic-angle jumps. These values may later be improved by AGIS as part of the geo-
metric calibration update or global update. The construction of the BamElementaries is described in
Section 2.4.4.
148

---