Gaia Data Release 1 Documentation release 0

3.2.3
The Gaia orbit
Author(s): Sergei Klioner
An important part of Gaia data processing is the Gaia ephemeris allowing one to compute Gaia position and
velocity in the BCRS for any moment of time covered by observations. Clearly, the accuracy of Gaia ephemeris is
crucial for the project. The required accuracy of Gaia velocity is driven by the aberration of light: 1 µas in direction
corresponds to about 1 mm s
−1
in velocity. The requirements for the accuracy of Gaia position comes from the
paralactic e
ffect for the near-Earth objects (NEOs) and was assumed to be 150 m. The latter requirement is only
important for later data releases that will include solar-system data.
The Gaia ephemeris is provided by the European Space Operation Centre (ESOC). The original ESOC ephemeris
is based on the same INPOP10e ephemeris that is used in the Gaia DPAC data processing. The ephemeris is based
on radiometric observations of the spacecraft (radio ranging and Doppler pseudo-ranging data) and is constructed
using standard orbit reconstruction procedures that include fitting a dynamical model to the observational data.
The ESOC orbit is delivered once per week in the form of an OEM orbit file (OEM — Orbit Exchange Mes-
sage). The orbit file contain three time segments of di
fferent nature: (1) finally reconstructed orbit — the orbit
is finally fitted to all available data and may change in the future only when new sort of data (e.g. DDOR —
Delta-Di
fferential One-Way Range, an observational technique giving high-accuracy directional positions of the
spacecraft — or optical tracking, Section 3.2.2); this part starts with the launch and ends about 1 week before
the date of delivery; (2) preliminary reconstructed orbit — the orbit is preliminary fitted to observations; this part
of the orbit that starts about 1 week before the delivery and ends at the date of delivery will change in the next
delivery; (3) predicted orbit — the orbit not fitted to the data, but obtained from dynamical modelling with best
known parameters of the satellite, its orbit and planned manoeuvres; this part covers from approximately date of
delivery to the planned end of mission.
The delivered ESOC ephemeris is geocentric and parametrized by TDB. It is converted to barycentric using IN-
POP10e and re-parametrized (and rescaled) to TCB when importing into DPAC software environment. The import
process results into a set of Chebyshev polynomials for the barycentric Gaia orbit in TCB. The parameters of those
Chebyshev polynomials are chosen so that the di
fference between the delivered OEM orbit file and the Chebyshev
representation is negligible compared to the required accuracy of the orbit mentioned above.
In the delivered OEM file the 6 × 6 variance–covariance matrix of 3 components of the position and 3 components
of the velocity is delivered with a step of 30 seconds. This gives realistic estimates of the actual uncertainties of
the Gaia orbit.
The Gaia orbit determination satisfies the accuracy requirements imposed by Gaia DR1: the uncertainty of the
BCRS velocity of Gaia is believed to be considerably below 10 mm s
−1
. For future releases, the Gaia orbit will be
verified in a number of ways at the level of 1 mm s
−1
that is needed to reach the accuracy goal of the project.
3.2.4
The Initial Gaia Quasar Catalogue (IGQC)
Author(s): Alexandre Andrei
165

---

3.2.4.1
Construction
To derive a non-rotating Gaia catalogue one needs a set of astrometrically still objects, distributed in large numbers
in nearly every direction. Quasi-stellar objects (QSO) form the only possible such set, since distant stars of negligi-
ble motion are few, faint, and mostly appearing in the galactic plane, while galaxies are too fuzzy and extended to
allow for a precise centroid determination. A frame formed by QSOs is fundamental for the interpretation of Gaia’s
astrometry, photometry, and spectroscopy. From the beginning, ways have been worked out to detect QSOs using
the satellites own measurements. This relies on templates of synthetic spectra from which QSOs can be located
in colour–colour diagrams, well separated from the rest of the stellar population, including potential contaminants
like red stars or white dwarfs. An Active Neural Network (ANN) developed for QSO recognition, working in tight
mode, is able to deliver a sample at 98% of purity. This rate is su
fficient to deliver the minimum number of QSOs
needed to build the fundamental Gaia frame, reckoned at 10,000 objects. Such a set materializes the reference
axes to sub-µas accuracy, and aligns the Gaia Celestial Reference Frame (GCRF) to the current International Ce-
lestial Reference Frame (ICRF), as required to ensure metrological continuity. There are also secondary methods
used for the recognition, chiefly the absence of peculiar motion and the presence of the photometric variability
characteristic to QSOs.
To improve the detection rate and validate the internal detection mode, an initial catalogue of known QSOs has
been prepared in CU3: the Gaia Initial QSO Catalogue (GIQC). The GIQC was compiled from the existing QSO
surveys, adding to individual observations of ICRF sources, and in all cases verifying their admissibility. The work
to construct the GIQC had three aims. First and foremost to furnish a clean sample, all-sky distributed. Besides
the clean sample, the GIQC also aims to reach completeness by registering all QSOs known from any kind of
observations. With this not only can dubious cases of Gaia’s own detection be clarified, but the library of synthetic
spectra is enriched and the ANN progressively better trained. Connected to this point, the last aim is to provide
astrophysical features of the catalogue entries, namely magnitude, redshift, morphology, and variability.
3.2.4.2
Contents
The version of the GIQC delivered at the time of launching contains 1,248,372 objects, of which 191,802 are
marked as “Defining” ones, because of their observational history and spectroscopic redshifts. Objects with strong,
calibrator-like radio emission are added to this category. The remaining objects aim to bring completeness to
the GIQC at the time of its compilation. For the whole GIQC the average density is 30.3 sources per deg
2
,
practically all sources have an indication of magnitude and of morphological indexes, and 90% of the sources have
an indication of redshift and of variability indexes. The GIQC is completed by two one-letter comments on the
source origin and main feature.
The work on the GIQC continues for its densification. Main repositories are: 150,000 objects from the BOSS
SDSS, 297,301 objects from the SDSS DR12, 510,764 objects from the HMQ, 400,000 objects from LAMOST,
101,853 objects from WISE, 5,537,436 objects from the combination of WISE and GALEX, 1,400,000 objects
from probabilistic analysis of WISE data, selection from Pan-STARRS PS1 of 1,000,000 targets. Besides the
previous, promising repositories are surveys based on variability, which is also been pursued at CU6.
3.2.4.3
Usage in Gaia processing
A point of preoccupation is that 772,555 GIQC sources are still without Gaia sourceIDs in the MDB (plus 425
pairs sharing the same sourceID). Up to 114,259 Defining sources (that is with top reliability) and up to 1,862
VLBI QSOs (that is crucial to tie the GCRF to the current ICRF) might still remain without sourceID. This can
be quite damaging to retrieve them at all, and to fix the Gaia sphere for the first provisional catalogue releases. At
166

---