Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 3.2: Reference systems and transformations for the global astrometric model.
• Gaia Initial Quasar Catalogue (GIQC): This is a list of known quasars, compiled from existing
ground-based surveys. It is used to identify sources whose proper motions, on average, should be
zero, and which therefore can be used to define a non-rotating reference frame as part of the reference
frame alignment process (Section 3.3.2). The positions in GIQC are only used to identify candidate
observations of quasars, but are otherwise not used in the astrometric processing. In later processing
cycles the GIQC will be superseded by a consolidated list of quasars, based primarily on photometric
and astrometric information gathered by Gaia. The construction of the Gaia Initial Quasar Catalogue
is described in Section 3.2.4.
• ICRF: The International Celestial Reference Frame (ICRF) is a list of the accurate positions of extra-
galactic radio sources in the International Celestial Reference System (ICRS). The current version,
ICRF2 (Fey et al. 2015), lists 3414 sources, of which some 2000 are optically bright enough to be
measured by Gaia. The Gaia observations of the optical counterparts of ICRF sources are used to
align the Gaia reference frame to the ICRS as described in Section 3.3.2.
The global astrometric model, which is fitted to the observations and that uses the source, attitude, calibration,
and global parameters as unknowns, can be described as a succession of coordinate transformations, as depicted in
Figure 3.2. The relevant coordinate systems are:
149

---

1. The Barycentric Coordinate Reference System (BCRS) already introduced above. The astrometric
parameters of the sources and the ephemerides use this reference system, with TCB as the time
argument.
2. The Centre-of-Mass Reference System (CoMRS) has its origin at the centre of mass of Gaia, and
is co-moving with the satellite, but its axes are still non-rotating and aligned with the ICRS. The
observed direction of a source in this reference system is obtained by a complex transformation of
the source parameters, which is carried out in a general-relativistic framework by means of the Gaia
Relativity Model (GREM; Section 3.1.5).
3. The Scanning Reference System (SRS) is fixed with respect to the optics of the Gaia telescopes and
thus rotates with the satellite at an angular velocity of about 60
s
−1
. The transformation between
CoMRS and SRS is a pure spatial rotation, that is the attitude (Section 3.3.4).
4. The CCD pixel coordinates are used to represent the elementary observations that are input to the
astrometric processing (AstroElementaries). The along-scan coordinate is given by the observation
time t
obs
, which is the precise time at which the optical image of a source passes an imaginary
‘observation line’ on the CCD. The across-scan coordinate µ is the mean pixel column index of the
image during the CCD observation. t
obs
is obtained in OBMT essentially by counting TDI periods,
and interpolating to a fraction of a TDI period. It can be transformed to TCB by means of the time
ephemeris. Additional data associated with the CCD observation include the field-of-view index
(preceding or following), the CCD index, and parameters defining the pixel window used to sample
the observation. The transformation between the SRS and the CCD pixel coordinates is given by the
geometric instrument model (Section 3.3.5), which describes the geometry of the CCD observation
lines in the SRS.
The transformations described above do not explicitly involve the global parameters. Indeed, it is possible to
do the astrometric processing without any global parameters. In contrast to the source, attitude, and calibration
parameters, which represent very specific models, the global parameters can be used to model arbitrary e
ffects
influencing the observations as a function of time, source parameters, etc. This is achieved by means of the generic
model described in Section 3.3.6. The global parameters could thus describe e
ffects as diverse as a deviation of the
post-Newtonian parameter γ from unity, systematic velocity errors in the Gaia ephemeris, or periodic variations of
the di
fferential optical field distortion.
The main processing steps, as shown in Figure 3.1, are:
• Data preparation: This a a collection of processes for selecting, transforming, and sorting the vari-
ous kinds of data into forms that are suitable for the astrometric global iterative solution. They are
described in Section 3.4.1.
• Rate analysis: This step was not foreseen in Lindegren et al. (2012) and was not implemented
for Gaia DR1, but will be used for subsequent releases. Successive CCD observations of a given
source as it transits the astrometric field are a simple way to estimate the inertial rotation rate of
Gaia as a function of time. This can be done independently of the astrometric solution, and even
using a di
fferent set of sources — for example a much larger set. The rate data are extremely useful
for detecting attitude irregularities, in particular those caused by clanks and micro meteoroid hits
(Section 3.3.4.1). The rate date are used to pre-compute these irregularities so that they do not have
to be estimated by AGIS but are still included in the final attitude estimate.
• Primary source selection: Not every source detected by Gaia will be used to estimate the attitude,
calibration, and global parameters, but only a subset of ‘primary’ sources. These should preferably
be well-observed, apparently single stars or quasars, with a good distribution in position and magni-
tude. As described in Section 3.4.1, this process selects a suitable subset of the desired size from the
current source list.
150

---