Gaia Data Release 1 Documentation release 0

The completeness results of both tests are presented in Figure 7.25. In Baade’s Window, the completeness follows
the expectations for Gaia DR1: in this very dense area, on-board limitations leads to a brighter e
ffective magnitude
limit. The all-sky result (using here 128 000 ACS stars with F606W< 20 mag) is at first sight more surprising,
but in fact bright sources observations with HST are quite rare and are done mainly in very dense areas (which
need the HST resolution) such as globular clusters, which also su
ffer from Gaia on-board limitations. We further
checked this interpretation by using individual HST observations and images around a few positions : the test made
for a low density area around the dwarf spheroidal galaxy Leo II (L´epine et al. 2011) leads to a completeness at
magnitude 20 of nearly 100% , while a test for a high density area around the globular cluster NGC7078 (Bellini
et al. 2014) leads to a completeness worst than the one presented in Figure 7.25.
Figure 7.25: Gaia DR1 completeness versus the Hubble Source Catalogue. The dotted lines correspond to the 1σ
confidence interval. a) in Baade’s Window (l
=1, b=-4). b) all-sky observations with the ACS using the F606W
filter.
To further test the variation of the completeness with sky density, we looked at the completeness versus OGLE
data using a few fields in the OGLE-III Disk (Szyma´nski et al. 2010), OGLE-III Bulge (Szyma´nski et al. 2011)
and OGLE-IV LMC (Soszy´nski et al. 2012) surveys. A G-band magnitude is computed from OGLE V and I
magnitudes (G
OGLE
) following the colour-colour relations presented in Section 5.3.5. The stellar densities are
estimated from the OGLE data themselves, therefore they are certainly slightly under-estimated. As can be seen in
Figure 7.26, the completeness is not only dependent on the sky density, but also on the sky position, linked to the
Gaia scanning law, as we saw above. In the bulge fields, the completeness may show a drop around G
=15 (as seen
in Figure 7.26b, confirming the feature of 7.25a). This is due to the fact that the reddest stars have not been kept
in Gaia DR1 (because of calibration problems) and those missing stars correspond to reddened red giant branch of
the bulge.
289

---

Figure 7.26: Gaia DR1 completeness versus some OGLE Catalogues. a) Completeness at G
=18 of some OGLE
fields are a function of measured density at G
=20. b) Completeness in OGLE Bulge field blg100 (l=-0.3,b=-1.55),
density: 970 000 stars
/deg
2
.
Spatial resolution
The spatial resolution of the Gaia catalogue is tested using the Washington Visual Double Star Catalogue (WDS,
Mason et al. (2001)). The WDS Catalogue contains positions (J2000), discoverer designations, epochs, position
angles, separations, magnitudes, spectral types, proper motions and, when available, Durchmusterung numbers
and notes for the components, of more than 135 000 systems, physical, optical or unknown (mid-May 2016). A
selection is made from the WDS of sources observed at least 2 times, composed of only 2 components, with
the magnitudes for both the primary and the secondary brighter than 20 mag and a separation smaller than 10 .
Systems with di
fferences between the two observed separations larger than 2 or between the two magnitude
di
fferences larger than 3 magnitude are rejected. Also rejected are sources with a note indicating an approximate
position (!), a dubious double (X), uncertain identification (I), photometry from a blue (B) or near-IR band (K).
The resulting selection contains 43580 systems. The completeness of Gaia DR1 versus the observation of these
systems shows the performance of Gaia detection and observation of double systems as a function of the separation
and magnitude di
fference between the components. The results are illustrated by plots of completeness versus
separation and 2D plots of completeness versus separation and magnitude di
fference, presented in Figure 7.27.
The angular resolution of Gaia DR1 degrades rapidly below 4 . This is not representative of the final Gaia
capabilities and is only due to the preliminary crossmatch used for this version. The CU9 filtering removed most
of the duplicated sources, as can see in the Figure 7.27c where only a few duplicates (∼0.5% of the sample) are
still present: blue dots at a very small Gaia separation and WDS separation up to about 1 .
290

---

Figure 7.27: Visual binaries completeness versus WDS. a) Completeness as a function of the visual binary sep-
aration. b) Completeness as a function of both separation and magnitude di
fference between the components. c)
Separation between the components found in WDS and in Gaia.
Non-stellar objects
QSOs are essential objects for various reasons and several tests verify that they have been correctly identified
and observed by Gaia. This first test compares Gaia DR1 quasars with ground-based quasar compilations: GIQC
(Andrei et al. 2014), LQAC3 (Souchay et al. 2015) and SDSS DR10 (Pˆaris et al. 2014) catalogues. It is a check
for completeness, duplication and magnitude consistency. While the QSOs were also a
ffected by the duplicated
sources issue, the CU9 filter have removed them nicely. 53% of the LQAC3 quasars are present in Gaia DR1, ratio
that reach 93% for sources with a B magnitude<20.
For Galaxies, the crossmatch is done with SDSS. The properties of crossmatched galaxies are compared to those of
missing galaxies (magnitudes, redshift, axis-ratios and radii). But in Gaia DR1, only ∼0.2% of the SDSS galaxies
are present due to the di
fferent filters applied. Still some large resolved galaxies can have multiple detections
associated to them, tracing their shape (Figure 7.28).
291

---