Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 7.32: a) Di
fference between the Gaia magnitude and the reference magnitude computed using the Calspec
spectra and the pre-launch Gaia passband. b) Colour-colour relation with the Landolt standards; the red dotted line
is the colour-colour polynomial relation provided in Section 5.3.5.
• BVRI photometric standard stars. This test compares the G magnitudes to Landolt (1992) BVRI
photometric standard stars. This list of 526 standard stars centred on the celestial equator was ob-
tained by new observations on the Johnson-Kron-Cousins photometric system in an e
ffort to provide
internally consistent homogeneous U BVRI photoelectric photometric standard stars in the magni-
tude range 7< V <21 over as broad a range in colour as possible. Most stars are in the magnitude
range 11.5< V <16.0, and in the colour range -0.3< B − V <
+2.3. For the present test, 397 stars
with photometric scatter <0.02 mag have been used. Those are used to derive the colour-colour
relation with the Johnson system provided in Section 5.3.5). The observed dispersion around the
colour-colour relation (Figure 7.32b) is larger than the quoted errors. This can be explained by an
intrinsic stellar variability or by an under-estimation of the errors in one or both catalogues.
• Hipparcos H p magnitudes. This test compares the G magnitudes to the Hipparcos H p magnitudes
for the well behaved Hipparcos sample described in the parallax section (e.g. suspected binaries
removed). Some specific filters have been added to exclude variable stars and restrict the sample to
stars with good Hipparcos photometry: variability flag VA
=0, error on Hp<0.01 mag and error on
B − V
<0.02 or error on V − I <0.03 mag. Even after the CU9 filtering on Gaia observations, a
number of outliers are still present in the colour-colour relations, but a large fraction of them can be
filtered out using their photometric errors, as illustrated in Figure 7.33a where red dots are stars with
σ
G
> 0.01 mag.
We have further selected a subset of the Hipparcos stars with low extinction (Av<0.05 mag) using
the 3D extinction map of R. Lallement (Puspitarini et al. 2014) or, when the star reaches the limit of
the map, the 2D map of Schlegel et al. (1998). This selection ensures a clean colour-colour spline
relation V − I versus G − H p. The residuals versus this global relation shows a strong variation with
magnitude (Figure 7.33b), with an amplitude up to 0.01 mag, e.g. ten times larger than the errors
quoted for G at magnitude 8. This is most likely due to residual calibration errors linked to the gate
change.
301

---

Figure 7.33: Gaia versus Hipparcos photometry. (a): Colour-colour relation G − H p as a function of B − V; in red,
stars with σ
G
> 0.01 mag; the red dotted line is the colour-colour polynomial relation provided in Section 5.3.5
for dwarfs and giants. (b): residuals versus a global G − H p
= f (V − I) spline relation as a function of G magnitude
for low extinction stars only.
• SDSS photometry. This other test uses large sets of tertiary standard stars calibrated to the HST-
CALSPEC spectro-photometric standards, observed in an e
ffort to improve the photometric calibra-
tion of the Supernova Legacy Survey (SNLS, Guy et al. (2010)) in four CFHT Deep fields and of
the SDSS strip 82 from Betoule et al. (2013). New observations of primary and secondary standard
stars with the SDSS PT telescope and MegaCam at CFHT allowed to improve the uniformity of
each survey. Betoule et al. (2013) concluded that both surveys were then calibrated with a precision
of about 0.4% in griz, a precision comparable to the external uncertainty of the HST-CALSPEC
primary standard stars. All those fields are in low extinction regions.
These same data have also been used by the photometric reductions to derive the global colour-colour
polynomial relation G − g as a function of g − i (SDSS system) provided in Section 5.3.5) (red dotted
line in Figure 7.34a). The slight di
fference between the polynomial and the observed relation in
the bluest and reddest regions illustrates why we use a spline instead of the photometric reductions
provided polynomial in the validation process; in high extinction region the di
fference can reach
very large values. The residuals versus our global colour-colour spline relation (Figure 7.34b) show
a strong increase of the residuals at the faint end in all SDSS and SNLS fields, with an amplitude
larger than the quoted errors, of the order of 0.01 at G
=20. An increase of the bias at ∼16 mag is
also seen in the SDSS field (the SNLS is too faint to probe this magnitude).
A confirmation of this global behaviour has been done with the OGLE data which were used for the
completeness tests. To avoid potential zero point issues, we use data from a single CCD at a time.
However the large extinction of those fields leads to a less well defined colour-colour relation. The
increase of the residuals with magnitude is nevertheless also seen in the OGLE data.
302

---

Figure 7.34: Gaia versus SDSS photometry. (a): Colour-colour relation G − g as a function of g − i; the red dotted
line is the colour-colour polynomial relation provided in Section 5.3.5. (b): residuals versus a global G-r
= f (g-i)
spline relation as a function of G magnitude.
• Tycho-2 photometry. To compare Tycho-2 and Gaia photometry, we selected only stars with photo-
metric errors in B
T
and V
T
<0.05 mag and at high galactic latitude (|b| > 40
◦
) to be at low extinction.
To have clean colour-colour relations, the sample has been roughly separated between dwarfs and
giants with a colour cut at B
T
− V
T
=0.9 mag and an absolute magnitude cut at M
G
=4.5, taking
into account the parallax error at 1 σ. The colour-colour plots are presented in Figure 7.35. The
residuals show variation with G magnitude, confirming the increase seen at G ∼8 with Hipparcos
and suggesting an increase at G ∼11 as well.
303

---