Gaia Data Release 1 Documentation release 0

3.2.1.2
Construction
INPOP is a consistent numerical integration of the equations of motion in the solar-system, based in a dynamical
model and a set of physical constants and initial conditions, eventually adjusted on observations. The dynamical
model used to build INPOP follows the recommendations of the International Astronomical Unions regarding
the definition of the reference frame, the relativistic metric and the associates relativistic equations of motion,
the compatibility between the time scales TT and TDB. The basic scale factor comes from a fixed value of the
astronomical unit instead of the traditional use of a value for GM . The latter is fitted with the other free parameters,
the most important of which are listed in Table 3.1. The integration is adjusted to a large set of observations ranging
from classical optical astrometry to range or VLBI tracking of planetary spacecrafts or Lunar Laser ranging on the
Moon. There is no single way to estimate the accuracy of an ephemeris, which remains a numerical model of a
complex system, but comparisons between independent ephemeris is a first approach and was used for INPOP10e.
Typically the maximum di
fference between this version of INPOP and the JPL DE423 in the period is sub-km for
barycentric position of the inner planets, of a few km for Jupiter and Saturn and 1000 km for Uranus and Neptune.
However this provides the floor error since the observational data and the dynamical models are very similar in
both ephemeris and the external error is very likely larger.
The link between INPOP ephemerides and the ICRF is realised by the use of VLBI di
fferential observations of
spacecrafts relative to ICRF sources. This method gives milliarcsecond (mas) positions of a spacecraft orbiting
a planet directly in the ICRF. When combined with spacecraft navigation, positions of planets can be deduced
relatively to the ICRF sources. It is considered that the link between the INPOP10e reference frame and the ICRF
has an accuracy of about 1 mas, which may mean about 1 km for the position of Gaia relative to the BCRS and
0.1 mm s
−1
for the velocity. Actually only Gaia with its accurate observations of QSOs and solar-system objects
will be in position to tell of the di
fference between ICRF and the INPOP frame.
3.2.1.3
Delivery
During the development phase of the data processing, a first version of the INPOP ephemeris was delivered to
DPAC by IMCCE in 2007, referred to as INPOP06b, and used to generate simulations, validate the DPAC im-
plementation and its access through the GaiaTools. The operational delivery based on INPOP10e (Fienga et al.
(2011)) was provided in 2012. It includes the barycentric ephemeris (position and velocity) for the Sun, the planets
from Mercury to Neptune, the Earth–Moon barycentre and the Earth–Moon vector. The delivery included also an
ephemeris for TT–TDB derived with an integration consistent with the planetary motions.
Overall consistency with specifications was checked independently by F. Mignard and S. Klioner with a last digit
reproducibility of the test data before the files were sent to ESAC for integration in the DPAC framework. Similar
tests were successfully conducted as well on the DPAC implemented version in Java against two independent
implementations in Fortran and Java.
The ephemeris is represented in the form of coe
fficients of a Chebyshev expansion, with order and granule sizes
adjusted to meet Gaia requirement in terms of precision and e
fficiency. Given the extensive number of accesses to
the solar-system ephemeris during the iterative astrometric solution, DPAC has favoured computational e
fficiency
with polynomials of low degree (between 4 and 8, according to planets) at the expense of a larger storage volume
and smaller time granule. For inner planets the granule size is of one day and increases to 2 or 4 days for Jupiter,
Uranus and Neptune. The time coverage was designed to extend beyond any foreseeable mission delay and exten-
sion up to 2032, with the plan that no ephemeris change will be done during the data processing, if not justified by
new accuracy requirements.
163

---

3.2.2
Ground Based Optical Tracking (GBOT)
Author(s): Martin Altmann
3.2.2.1
Construction
The Ground Based Optical Tracking campaign (GBOT) was founded to provide optical astrometric data to be
used to aid the reconstruction of Gaia’s orbit to a precision required to fully correct for aberration and to determine
precise baselines for observations of small solar-system objects by Gaia. The requirements are to know the velocity
to 2.5 mm s
−1
, and the position to 150 m. This translates to a requirement of one daily data set (daily
= over the
course of 24 hours) with a positional error of 20 mas, which is the commitment of Gaia. Despite the fact that
Gaia turned out to be 3 mags fainter than the assumed 18 mag, subsequent studies, both theoretical and based on
observations, have proven that GBOT can reach those aims in terms of precision. In terms of accuracy, we are
limited by the accuracy of the current reference frame, therefore the commitment can only be reached after the
data has been re-reduced with Gaia data from the first or another early release.
GBOT utilises a small network of 2 m telescopes, the 2.5 m VST
+OMEGACAM on Mount Paranal in Chile, the
2 m Liverpool telescope on Roque de los Muchachos, La Palma, Spain, and the 2 m Faulkes North and South
which are based on Maui island (Hawaii, USA) and Siding Spring in Australia. Generally data is obtained on a
daily basis, with a 5–7 night Full Moon gap. The GBOT data are reduced and stored at the Observatoire de Paris in
a Saada database. The GBOT programme is described in detail in Altmann et al. (2014) and the reduction method
and pipeline software in Bouquillon et al. (2014).
3.2.2.2
Contents
The reduced data are collected and delivered to ESOC (Darmstadt) on a monthly basis. The delivery consists of
two files, one containing the observations and the other one the information regarding the observatories.
Even if the latter is not updated regularly (only when the need arises, i.e. a new site is added or something
regarding an existing one has changed), it is part of the delivered packaged every time. This file contains the
topocentric coordinates of the observing site, and identifier and flags which indicate changes.
The other file contains all observations which have passed GBOT’s quality control. These consist of an identify
code, an observatory code, a timestamp, coordinates in right ascension and declination and their errors together
with some error flags.
In turn the GBOT groups obtains orbit reconstruction data from the MOC group at ESOC, which are then converted
to ephemerides, and made available for the observatories on a dedicated GBOT server.
3.2.2.3
Usage in Gaia processing
The GBOT data will be used for Gaia orbit reconstruction once the data itself has been re-reduced using astrometry
from the first Gaia release, ironing out the zonal errors in the current earth based reference catalogue data and
possibly other e
ffects. For the first release GBOT data is not used.
164

---