Gaia Data Release 1 Documentation release 0

For the billion sources of Gaia DR1, the only astrometric parameters available are the two components of the po-
sition. The validation of Gaia DR1 astrometry includes two aspects, the comparison of Gaia DR1 stellar positions
with the URAT1 (Zacharias et al. 2015) catalogue and of QSOs positions with those from the ICRF2 (Fey et al.
2015) catalogue:
• URAT1 star positions (Zacharias et al. 2015). URAT1 is an observational catalogue covering the
North Hemisphere, -15
◦
δ < +90
◦
, in a magnitude range of about R
= 3 to 18.5, at epochs
ranging from 2012.3 to 2014.6. It contains the ICRF positions of 228 276 482 objects (with typ-
ical standard errors of 10-30 mas), and proper motions for over 188 million objects matched with
2MASS. Only stars distant enough to have a proper motion smaller than 100 mas even assuming a
tangential velocity of 500 km s
−1
are used. The Gaia-ESO and LAMOST surveys have been used to
estimate the spectro-photometric distances of those stars, leading respectively to samples of 5384
and 136 234 stars. The crossmatch between Gaia DR1, including TGAS, with URAT1 is done by
position, with multiple detections within 0.2
removed. Correlations with the tested parameters are
seen (magnitude, colours, sky positions), but overall it stays within an amplitude of 30 mas.
• ICRF2 QSO positions (Fey et al. 2015). The second realization of the International Celestial Ref-
erence Frame (ICRF2) contains very precise positions of 3414 compact radio astronomical objects
obtained from nearly 30 years of VLBI observations. The positional noise floor is announced to
be of about 40 µas and the directional stability of the frame axes of about 10 µas. A least-square
method using the covariance matrix of both catalogues allows to estimate the rotation and dipolar
deformation between the ICRF2 and the Gaia reference frames. Correlations of di
fferences between
Gaia DR1 and ICRF2 positions with other parameters such as magnitude and colours are tested, fol-
lowing the same methods as described above for stars. The test has been done both on the auxiliary
quasar solution (Mignard et al. 2016) and on the main Gaia DR1 secondary solution, with the same
conclusions (note that the priors used in their astrometric reduction are di
fferent, (Lindegren et al.
2016)). 2292 ICRF2 QSOs are found within a 0.1
crossmatch radius in Gaia DR1. As expected
by construction (Lindegren et al. 2016), no rotation versus the ICRF2 is found, but a deformation
(glide) is detected, lower than 0.2 mas. It should be noted that this deformation is not significant
anymore if the crossmatch radius is increased from 0.1 to 0.5
which adds 15 sources. The residual
of the position di
fference normalized using the covariance matrix of both Gaia and the ICRF2 R
χ
shows a too large number of outliers (10% with a p-value<0.01, e.g. 10 times more than expected)
and R
χ
is correlated both with the magnitude and with the number of observations. This behaviour
of R
χ
is the same as the one observed in the comparison with Hipparcos.
Four known QSOs were included in the Hipparcos and Tycho-2 catalogues (HIP 60936
= 3C273,
TYC 9365-284-1, TYC 259-212-1, TYC 3017-939-1). Only the first and the last of these are present
in TGAS. 3C273 has an astrometry consistent with null parallax and proper motion, but this is not
the case for the Tycho-2 AGN, TYC 3017-939-1 (R
χ
=25.3).
Specific tests on known double and multiple systems
In addition to the above general tests, a specific test is also done on known double and multiple systems from the
Hipparcos new reduction (HIP2, van Leeuwen (2007b)) and the Tycho Double Star Catalogue (TDSC Fabricius
et al. (2002)) in order to detect any possible bias between single and non-single stars. Their characteristics are
compared to those of the well behaved Hipparcos sample described above. For non-Hipparcos stars, we use
the component designation given in the TDSC, m TDSC, which is said to be as far as possible consistent with
WDS designation
. It allows to distinguish between primary components (A or Aa), unresolved systems (AB),
and secondary components (all other entries in TDSC). These systems are compared with single stars, defined as
Hipparcos stars with a goodness of fit (GoF) < 3 and TGAS GoF < 1000. For Hipparcos stars, we use the parallaxes
and the various flags given both in the original Hipparcos Catalogue (Perryman et al. 1997) and its Double and
Multiple Star Annex (DMSA) and in the Hipparcos new reduction (van Leeuwen 2007b). Four categories, with
299

---

increasing periods, are distinguished: stochastic solutions (short period, solution type Sn
= 1 modulo 10 in HIP2),
acceleration stars with 7- or 9-parameter solution (intermediate period, Sn
= 7 or 9 modulo 10 in HIP2), secondary
component (long period, separation ρ > 0 as provided in the original Hipparcos catalogue), other double stars (the
remaining non single stars). These systems are compared with single stars, defined as Hipparcos stars with a GoF
< 5 and TGAS stars with a GoF < 1000, and a small error on the parallax difference between HIP2 and TGAS
(< 4mas). Of course, in both these single star samples, many unknown unresolved binaries may hide.
A di
fference in behaviour between those different subsets and with respect to the single star samples, is looked
for, using various parameters: the parallax and proper motion residuals (TGAS-external), and the TGAS errors,
goodness of fit and excess noise (source modelling errors). Mainly acceleration solutions are expected to show
large discrepancy between their proper motions in TGAS and those from Hipparcos or TDSC. Another test checks,
for secondary components only, whether the separation or position angle have an adverse e
ffect. This could reveal
a bad crossmatch between TGAS and TDSC or Hipparcos components with a small separation.
7.4.3.3
Photometric precision and accuracy
These tests compare the photometry of Gaia DR1, including TGAS, with external photometry. With the exception
of the first test, performed in comparison with the Hubble stellar standards Calspec database, all other tests check
the distribution of a mixed colour index Gaia magnitude - the external catalogue magnitude in ordinate versus an
external catalogue colour in abscissa. An empirical robust spline regression is derived which models the global
colour-colour relation. The residuals from this model are then analysed as a function of magnitude, colour and sky
position.
• HST CALSPEC standard star database. The first comparison is made with 57 stars from the HST
CALSPEC standard star database based on STIS
/NICMOS spectro-photometry (Bohlin 2007). This
database collects the best available spectro-photometry from the far-UV to the near-IR for stars as
faint as V
16. It is available from http:
//www.stsci.edu/hst/observatory/crds/calspec.html.
G
-magnitudes are computed from these spectro-photometric data by convolving their spectra with
the nominal Gaia passband using the pre-launch nominal filter model (only this model is available
for Gaia DR1). As this model is not adapted to the real Gaia response, expected photometric dif-
ferences are observed, reaching a di
fference of up to 0.1 mag at B − V=1.2 (Figure 7.32a, see also
Section 5.3.5). This shows that the pre-launch filter should not be used by the community working
on Gaia DR1 data. An updated filter will be provided with DR2.
300

---