Gaia Data Release 1 Documentation release 0

Table 2.3: The calibration coe
fficients, as derived with Equation 2.3 to Equation 2.9.
Pass band
Coe
ff. 1
Coe
ff. 2
Coe
ff. 3
B
B
1
= −0.9736133 B2 = 0.3664545 B3 = −0.2301114
V
V
1
= −0.2362708 V2 = 0.2553625 V3 = +0.0842689
R
R
1
= −0.4390256 R2 = 0.1548778 R3 = −0.0043028
I
I
1
= +0.5818422
I
2
= 0.1362779
I
3
= +0.0127717
1. all images of one exposure time and one pass band (and one pointing in the case of the south).
2. all results from step 1 for all pointings (only for the south, since the north only has one pointing)
3. all results from step 1 (north) or step 2 (south) from one pass band
4. all pass bands were matched (not stacked, of course)
• Photometric calibration: Please note that the two regions use di
fferent filter systems, the South,
Johnson–Cousins–Bessel (JCB), and the North Sloan filters. These are similar but have distinct
di
fferences. Sloan does not have a B-band and JCB does not have z. The Sloan g band is actually
roughly speaking a combined B
+ V JCB filter. The current version GEPC3.0 has BVRI in the
SEP-field and u
∗
g r i z
in the north, the z is not our own data but taken from (Hwang et al. 2007).
Please also note that the northern field is calibrated into the AB-system, and the southern field into
the Vega-system. The reason for this is that those are the customary photometric zero point systems
for each of these filter systems and moreover the relations are calculated this way.
For the northern field, we calibrated our photometry to that of (Hwang et al. 2007), since we had
this data set at our disposal which also happened to be observed with the same instrument than our
data. The conversion to G-mag was done using the g, r-bands and the latest version of the conversion
functions. The data for the southern field contains four colour BVRI photometry calibrated to the
Landolt secondary standard system. The filters used are Johnson–Cousins resp. Bessel filters, avail-
able for the WFI instrument. Since all filters deviate a little from the original, and filter throughput
are changed in time by oxidation and other degrading e
ffects, there will always be small residual
systematic e
ffects, most of which can be dealt with during calibration, some however will remain.
For this release, individual photometric errors have been derived. These reflect the internal errors
only, there are more uncertainties introduced by calibration and various e
ffects, such as filter degra-
dation and others. The true photometric error will thus be larger than the errors listed.
Because of the lack of suited calibration data in the data set on which the GEPC1.x was based on,
it only has a rough photometric calibration based on the position of the LMC Red Clump. This has
been changed in this version, the photometry is now calibrated to the Landolt secondary standards.
The standard field used for the photometric calibration were T–PHE, PG0231
+051, SA95–42, and
RU–149. The magnitudes are of Vega type (rather than AB). For the northern part, the SDSS type
magnitudes are AB by definition.
The calibration coe
fficients for the southern field are given in Table 2.3
84

---

The calibration was conducted using the following calibration equations:
(B − V)
cal
=
(B − V)
inst
− (B1 − V1) − B2 · AM
B
+ V2 · AM
V
1
+ (B3 − V3)
(2.3)
B
cal
= B
inst
− B1 − B2 · AM
B
− B3 · (B − V)
cal
(2.4)
V
cal
= V
inst
− V1 − V2 · AM
V
− V3 · (B − V)
cal
(2.5)
(V − R)
cal
=
(V − R)
inst
− (V1 − R1) − V2 · AM
V
+ R2 · AM
R
1 − R3
(2.6)
R
cal
= R
inst
− R1 − R2 · AM
R
− R3 · (V − R)
cal
(2.7)
(V − I)
cal
=
(V − I)
inst
− (V1 − I1) − V2 · AM
V
+ I2 · AM
I
1 − I3
(2.8)
I
cal
= I
inst
− I1 − I2 · AM
I
− I3 · (V − I)
cal
(2.9)
The following numbers show the zero point shifting between the data and the calibration images,
and the measurements of the latter with Sextractor and PHOT (from the daophot package). The
according errors show the shift errors and are almost negligible.
Shift within calibration images between sextractor and PHOT (instr, mag
sex
− mag
phot
):
B
:
−0.674
(σ
=0.029, ∆=0.0017), 275 stars
V
:
−0.029
(σ
=0.018, ∆=0.0013), 179 stars
R
:
−0.016
(σ
=0.015, ∆=0.0008), 331 stars
I
:
+0.226 (σ=0.013, ∆=0.0008), 276 stars
Shift between calibration images (sextr) and data zero level (instr mag
corr
− mag
sex
):
B
: -0.050 (σ
=0.016, ∆=0.0009), 299 stars
V
: -0.038 (σ
=0.017, ∆=0.0008), 476 stars
R
: -0.148 (σ
=0.032, ∆=0.0014), 481 stars
I
: -0.136 (σ
=0.019, ∆=0.0011), 279 stars
Total shift between data zero level and aperture photometry:
B
: −0.724, (
∆=0.0019)
V
: −0.067, (
∆=0.0015)
R
: −0.164, (
∆=0.0016)
I
:
+0.090, (∆=0.0014)
Since the northern part could be calibrated by di
fferential photometry using data from Hwang et al.
(2007) meaning only a magnitude shift was applied, we do not give the details here, since they are
irrelevant.
The magnitude errors are computed by deriving the scatter and then the errors of the single values
for each star. The according standard equation is:
dMag
=
1
n
·
σ
Mag
=
1
n
(n − 1)
n
i
=1
(Mag − Mag
i
)
(2.10)
with n being the number of detections and σ
Mag
the standard deviation. When combining data
of di
fferent exposure Equation 2.10 was carried out for every set separately and the error of the
combined data was derived by error propagation.
A note of caution: Stars with only one or two detections will have an error of zero, or a quite
unrealistic one. Some (a few) objects have a RMS error much larger than others of comparable
85

---