Gaia Data Release 1 Documentation release 0

1.4.2
Completeness
Author(s): Anthony Brown
We summarize here the main points concerning the completeness of the Gaia DR1 catalogue. For details refer to
Gaia Collaboration et al. (2016a) and Arenou et al. (2017).
• Overall, Gaia DR1 does not represent a complete survey in any sense. The source list for the re-
lease is incomplete at the bright end and has an ill-defined faint magnitude limit, which depends on
celestial position.
• The combination of the Gaia scanning-law coverage and the filtering on data quality done prior to the
publication of Gaia DR1 results in large regions on the sky (predominantly along the ecliptic) where
many sources are missing, with source density fluctuations that reflect the scanning-law pattern. In
addition, gaps may appear in the source distribution.
• Many bright stars at G
7 mag are missing from Gaia DR1.
• High-proper-motion stars (|µ|
3.5
yr
−1
) are missing.
• Extremely blue and red sources are missing.
• In dense areas on the sky (above ∼400 000 stars per square degree) the e
ffective magnitude limit of
Gaia DR1 may be brighter by up to several magnitudes.
• The e
ffective angular resolution on the sky of Gaia DR1, in particular in dense areas, is not yet at the
levels expected for the Gaia telescope mirror sizes. For double stars or binaries at separations below
about 4
there is a notable decrease in the completeness of the detection of the secondaries.
1.4.2.1
Selection and filtering criteria
The contents of Gaia DR1 are not a one-to-one copy of the contents of the DPAC main database (MDB, described
in Section 1.2.5.3). The contents of the latter were filtered on data-quality criteria before producing Gaia DR1. The
filtering criteria are described in Gaia Collaboration et al. (2016a) and Lindegren et al. (2016). The consequences
for the Gaia DR1 properties are described in Gaia Collaboration et al. (2016a) and Arenou et al. (2017).
1.4.2.2
Bright stars
As mentioned above, many of brightest stars on the sky are not included in Gaia DR1. This is due to a combination
of the di
fficulties to observe bright stars (Gaia Collaboration et al. 2016b, at G
3 mag) and to calibrate the
available observations (Gaia Collaboration et al. 2016a, at G
7 mag). Furthermore, for stars brighter than
G ∼
12 mag, the G-band photometry is strongly a
ffected by (Gaia DR1-related) calibration problems linked to the
TDI-gating scheme (Gaia Collaboration et al. 2016a; van Leeuwen et al. 2017; Evans et al. 2017).
1.4.2.3
Double stars
Double stars and binaries or multiple systems did not receive a special treatment in the data processing for
Gaia DR1. All sources were treated as single stars. The consequences for binaries and double stars are described
in Lindegren et al. (2016).
66

---

1.4.2.4
Extended objects
Extended objects (e.g., planetary nebulae or galaxies) were not treated for Gaia DR1 and are not listed as such in
the catalogue.
1.4.2.5
Solar-system objects
Solar-system objects are not included in Gaia DR1.
1.4.2.6
Variable stars
The variable-star content of Gaia DR1 represents a very specific sample of Cepheids and RR Lyrae observed
around the south ecliptic pole. The details are described in Clementini et al. (2016) and Eyer et al. (2017).
1.4.2.7
False detections
The detection of sources and their subsequent selection for observation by Gaia is done fully automatically on-
board the spacecraft (Gaia Collaboration et al. 2016b). This process is susceptible to false detections caused by
cosmic rays, solar protons, background noise, and di
ffraction spikes in the images of bright stars (Gaia Collab-
oration et al. 2016b; Fabricius et al. 2016). The false detections from cosmic rays and solar protons are largely
eliminated on-board. However, the telemetry processed for Gaia DR1 did include a significant number of spurious
detections caused by the di
ffraction spikes around bright sources (for details, see Fabricius et al. 2016). These led
to the creation of a significant number of spurious sources during the process of assigning observations to sources
(Fabricius et al. 2016; Lindegren et al. 2016, see also Section 2.4.9).
The filtering on data quality before the production of Gaia DR1 has largely eliminated spurious sources. However,
a very small fraction may nevertheless have survived the filtering process.
1.4.3
Limitations
Author(s): Anthony Brown
The limitations of Gaia DR1 that are directly relevant to the scientific interpretation of the data are summarised
below. Refer to Gaia Collaboration et al. (2016a), Arenou et al. (2017), Lindegren et al. (2016), van Leeuwen et al.
(2017), and Evans et al. (2017) for more detailed descriptions.
1.4.3.1
Astrometry
• All sources were treated as single stars without taking their radial velocity into account. Any astro-
metric e
ffects due to the orbital motion in binaries or due to perspective acceleration were ignored.
These source-modelling errors are in principle accounted for in the astrometric excess noise
quantity, but this quantity should be treated with caution as it also includes other modelling errors
present in Gaia DR1 (cf. Lindegren et al. 2016).
67

---

• A global parallax zero-point o
ffset of ±0.1 mas may be present (Lindegren et al. 2016), where during
the Gaia DR1 validation a value of −0.04 mas was found (Arenou et al. 2017).
• The correlations between the astrometric parameters for a given source can reach high values (near
−1 or
+1) over large areas of the sky.
• There are colour-dependent and spatially correlated systematic errors at the level of ±0.2 mas (Lin-
degren et al. 2016). Over large spatial scales, the parallax zero-point variations reach an amplitude
of ±0.3 mas, while over a few smaller areas (∼2
◦
radius), much larger parallaxes biases may occur,
up to ±1 mas.
1.4.3.2
Photometry
• For the brightest stars, G < 12 mag, the photometric accuracy is estimated to be limited to a calibra-
tion floor of ∼3 mmag for the individual CCD transits.
• The quoted standard uncertainties on the mean G-band magnitudes at the bright end can vary by an
order of magnitude (Evans et al. 2017).
• Over the range G
= 12–17 mag, the distribution of photometric standard errors as a function of
magnitude shows two bumps at G ∼ 13 and G ∼ 16 (Evans et al. 2017; van Leeuwen et al. 2017).
• A small fraction of sources has clearly wrong G-band magnitude values. These are sources with
quoted magnitudes well beyond the Gaia survey limit, or sources in common with Tycho-2 that have
magnitudes well beyond the Tycho-2 survey limit (although some of the latter may be variables with
large excursions in brightness).
1.4.3.3
Guide for the use of the data
Given the limitations of Gaia DR1 summarised above, the interpretation of the data is not straightforward, in
particular when it comes to accounting for the incompleteness in any sample drawn from the Gaia Archive. We
thus strongly encourage the users of the data to read the papers accompanying Gaia DR1 and to carefully consider
the warnings given therein before drawing conclusions from the data.
Concerning the astrometry, we stress two important points:
• The full covariance matrix should be used when taking the standard uncertainties on (subsets and
linear combinations of) the astrometric parameters into account in any scientific analysis of the
Gaia DR1 data. Examples of how this is done can be found in Brown et al. (1997) and Lindegren
et al. (2000).
• For the parallaxes in Gaia DR1, the recommendation is to consider the quoted uncertainties as
±
σ (random) ± 0.3 mas (systematic). Furthermore, averaging parallaxes over small regions of the
sky will not reduce the uncertainty on the mean below the 0.3 mas level.
68

---