Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Figure 7.42: Completeness against density in the field of three chosen GCs, in di
fferent magnitude ranges.
Table 7.7: Globular Clusters used in the completeness test.
cluster
α J2000
δ J2000
LYN07
242.7619
-55.315
NGC0104*
6.0219
-72.0804
NGC0288
13.1886
-26.5791
NGC1261
48.0633
-55.2161
NGC1851
78.5267
-40.0462
NGC2298
102.2465
-36.0045
NGC4147
182.5259
18.5433
NGC5053
199.1128
17.6981
NGC5139*
201.6912
-47.476
NGC5272
205.5475
28.3754
NGC5286
206.6103
-51.3735
NGC5466
211.364
28.5342
NGC5927
232.002
-50.6733
NGC5986
236.5144
-37.7866
NGC6121*
245.8974
-26.5255
NGC6205
250.4237
36.4602
NGC6366
261.9349
-5.0763
NGC6397*
265.1725
-53.6742
NGC6656*
279.1013
-23.9034
NGC6752*
287.7157
-59.9857
NGC6779
289.1483
30.1845
NGC6809*
294.998
-30.9621
NGC6838*
298.4425
18.7785
NGC7099
325.0919
-23.1789
PAL01
53.3424
79.5809
PAL02
71.5245
31.3809
311

---

Figure 7.43: Residuals of the di
fference G − V against a low order spline, as a function of the magnitude. The V
magnitude is from the Taylor et al. (2008) catalog, for 5 di
fferent clusters. Red lines marks the gates position in
magnitude. The green curve is a high-order spline fit to the data.
to reach a few millimag precision (for the relevant magnitudes, F606W <21).
For all clusters, the same procedure was adopted, namely:
• the reference catalogue was checked, removing variable and multiple stars. Variability information
are taken from SIMBAD. Multiplicity information are taken from Hipparcos catalogue. For Hyades,
we used also Kopytova et al. (2016) catalogue to remove multiple stars. In the case of M4, variability
information is taken from Nascimbeni et al. (2014). After this selection, the total number of stars is
40 down to G ∼ 14 in M4, and 232 in all the open clusters.
• we extracted for each source the Gaia data. For the open clusters, the crossmatch is straightforward,
being all bright stars in the Hipparcos catalogue. For M4, at fainter magnitudes and with an high
level of crowding, a more sophisticated crossmatch procedure was followed.
• the di
fference between G magnitude and a reference magnitude does depend on the apparent colour,
thus both on temperature and extinction. We grouped the 5 clusters according to the extinction level,
namely: Coma and Hyades, having almost no extinction; Praesepe; M67 and NGC752.
• For each group, we derived the relation between G magnitude and the reference magnitude against
BP-RP colour, using a low order spline.
• We analysed the residuals of this function against the apparent G magnitude.
We show the residuals in 7.43, for the 5 open clusters together and in Figure 7.44 for M4. In both figures, we fitted
an high order spline. The residuals clearly shows systematics related to the presence of gates, as discussed in 7.4.3
using a comparison with large external catalogues.
7.4.5
Comparison to models
Author(s): Annie Robin
The Gaia mission provides more data than ever. Although many stars observed by Gaia have already been detected,
the astrometric parameters are often totally new. Moreover parallaxes have been obtained for so few stars, although
312

---

Figure 7.44: Same as in Figure 7.43 but for M4 using HST F606W photometry by Nascimbeni et al. (2014).
distances are estimated for slightly larger numbers of stars. Hence, the validation of the proper motions and
parallaxes of Gaia cannot be uniquely done by comparison to existing data.
Models contain a summary of our present knowledge about the stars in the Milky Way. This knowledge is obviously
imperfect and one expects many of the discrepancies between model simulations and real Gaia data to be due to
the models themselves. However, at the level of our current knowledge, if a model performs su
fficiently good
accuracy compared to existing data, it can be used for Gaia validation (at the level of this accuracy). This is what
we are doing in this set of tests. These tests supersede the validation with existing data in regions of the sky where
data are too scarce, or in magnitude range where existing data are not accurate enough or incomplete, or in case
they do not exists in large portions of sky (parallaxes).
On Gaia DR1, we performed 3 kind of tests : tests on stellar densities, tests on proper motions, and tests on
parallaxes. In all tests we analyse the distribution on the sky of the model densities, and statistical distribution
of astrometric parameters (proper motions and parallaxes) and compare with Gaia data. In order to establish a
threshold for test results we compared the model with previous catalogues on portions of sky when available. For
this first data release we used only the Besanc¸on Galactic Model to compare with Gaia data.
7.4.5.1
Description of the model
The Besanc¸on Galactic Model (BGM) (Robin et al. 2003) simulates physical and dynamical properties of stars in
the Milky May in a self-consistent manner. In addition, it includes phenomenological models for extinction. The
model generates fake stars and predict their properties. But these sources do not correspond to real stars in the
sky. Therefore, only statistical properties of sources in a region or the whole sky can be compared with observed
catalogues. All the model-based validation tests are consequently based on comparisons of statistics of physical
quantities. Several mock catalogues have been generated by using various versions of BGM. For the comparison
to whole sky up to magnitude 20, we use the GOG (Luri et al. 2014) catalogue, which is essentially an updated
version of the Universe Model catalogue GUMS (similar to Robin et al. 2012a) with the addition of estimated
Gaia errors. For the comparison to TGAS data, we use the BMGBGT (Czekaj et al. 2014) catalogue, version
BMGBGT-04-08 (Czekaj et al. 2014) which is better adapted for stars with G magnitude in 9-11.5 interval and
astrometric resolution of TGAS.
In order to validate the tests and the model before Gaia data are available, we compared our specific simulation
of TGAS with semi-empirical simulated catalogues which contains the Tycho catalogue with estimations of the
parallaxes based on photometric distances. For the validation of the model up to magnitude 20, we compared
313

---