Gaia DR2

Acumulación de objetos en el firmamento.
Codificación de colores: muy pocos! ! ! ! ! ! ! muchos objetos por grado cuadrado

Gaia DR2 es un catálogo de estrellas publicado por DPAC el 25 de abril de 2018 con alrededor de 1.700 millones de objetos basados ​​en las observaciones realizadas por la nave espacial Gaia . Gaia DR2 es una abreviatura de Gaia Data Release2 y es el segundo lanzamiento importante de la misión Gaia después de Gaia DR1 . Además de los datos de las estrellas, Gaia DR2 también contiene información sobre estrellas binarias , estrellas variables , quásares y asteroides .

Base de datos

Tarjeta de estrellas con colores. Cada punto brillante corresponde a una entrada de catálogo, el color corresponde a los datos del fotómetro.

El primer catálogo de estrellas Gaia DR1 se basó en 14 meses de observación. DR1 trabajó con Initial Gaia Source List (IGSL), una lista de objetos que se compiló a partir de varios catálogos existentes. Para parte de Gaia DR1, los datos del catálogo Tycho-2 y el catálogo Hipparcos se combinaron con los datos de Gaia para formar la Solución astrométrica Tycho-Gaia (TGAS).

Los datos de DR2 se basan exclusivamente en las observaciones de Gaia de 22 meses de observación desde el 25 de julio de 2014 al 23 de mayo de 2016. Las listas de objetos iniciales y los resultados de TGAS ya no se usaron en DR2. Se utilizó el Catálogo de estrellas estándar espectrofotométrico de Gaia (SPSS) para calibrar las magnitudes .

Nuevo ID de objeto

DR2 es una publicación independiente de datos de Gaia únicamente, basada en bases y principios diferentes a DR1 y, por lo tanto, no es una versión más reciente del catálogo de Gaia DR1. Se creó una nueva lista de objetos internos a partir de los datos recopilados, el Catálogo de base de datos principal (MDB) con alrededor de 2500 millones de objetos, que sirve como base para DR2. Los objetos recibieron nuevos ID de objeto. Los objetos de DR1 ya no pueden estar presentes en DR2, convertirse en varios objetos separados o se pueden combinar varios objetos para formar un nuevo objeto. Estos efectos pueden ser causados, por ejemplo, por entradas dobles y otros errores en el IGSL.

Inicialmente, se pueden asignar incorrectamente varias observaciones a un solo objeto, pero resulta que en realidad hay varios objetos. Diferentes observaciones pueden dar inicialmente la impresión de que hay varios objetos, que luego resultan ser un solo objeto. Las observaciones pueden asignarse erróneamente a un objeto, pero pertenecen a otro objeto y, por tanto, los datos determinados del objeto cambian. Con posiciones más conocidas, las observaciones individuales se pueden asignar mejor a un objeto específico y las asignaciones erróneas se pueden corregir progresivamente.

La lista de objetos recién generada evita la continuación de problemas de cualquier tipo del IGSL o de los catálogos en los que se basa el IGSL o de datos inicialmente asignados incorrectamente. Alrededor del 80-90% de todos los ID para objetos con magnitud G <16 han cambiado entre DR1 y DR2, con G≈18 es alrededor del 20% y el porcentaje disminuye al aumentar la magnitud, con G = 20 es entonces alrededor del 0%. Desde el MDB, solo se publicaron en DR2 aquellos objetos que cumplen con los criterios de calidad y que tienen un número suficiente de observaciones. Una excepción es la identificación de los cuásares, que aún no se ha identificado sobre la base de los espectros, sino más bien sobre la base de catálogos existentes que enumeran quásares y núcleos galácticos activos.

Para Gaia DR2, se evaluaron 51 mil millones de objetos registrados y 520 mil millones de mediciones astrométricas del campo astrométrico, así como 102 mil millones de espectros de baja resolución de los dos fotómetros.

Magnitudes

Se utilizó un sistema fotométrico diferente al DR1 para medir el brillo aparente (magnitudes) de los objetos . Se han recalibrado las bandas de paso , que están determinadas por las sensibilidades espectrales de los detectores y las transmisividades de los filtros y otros componentes ópticos. Los brillos medidos se designan correspondientemente como G _BP para las mediciones con el fotómetro azul (rango de longitud de onda 330–680 nm) y G _RP para el fotómetro rojo (rango de longitud de onda 640–1000 nm). Además, existe la magnitud de banda G sin filtrar (G), que cubre todo el rango de longitud de onda de 350 a 1000 nm. Una medición de G, G _BP y G _RP juntas da una fotometría de tres bandas. El espectrómetro de velocidad radial (RVS) determina una magnitud adicional G _RVS para el rango espectral pequeño de 845 a 872 nm para objetos más ligeros , pero G _RVS aún no se ha calibrado lo suficiente como para que estos valores aún no se hayan publicado en DR2.

Comparación entre diferentes catálogos

Existe la posibilidad de rastrear las ID de DR1 y DR2. Existe una comparación con los objetos de Hipparcos-2 , Tycho-2 , 2MASS Point Source Catalogs , SDSS DR9, Pan-STARRS , GSC2.3 , PPM-XL, AllWISE y URAT-1.

Todos los datos de DR2 están disponibles gratuitamente en Internet desde el 25 de abril de 2018 a través de cualquiera de los cinco centros de datos del archivo de Gaia. Aparte de la obligación de indicar la fuente, no existen restricciones en el uso de estos datos. Los datos originales están disponibles como CSV y sin clasificar. La ascensión recta se aplica a la época 2015.5. Una fuente no oficial proporciona los datos en forma tabular en zonas de 1 grado y ordenados de acuerdo con la ascensión recta calculada hasta 2000.0.

Resultado

Objetos y datos en DR2, visualización. Fuente: ESA

Marco de referencia celestial Gaia (GCRF2)

Gaia DR2 contiene las posiciones de 556,869 cuásares con magnitud G de 16 a 21. Forman su propio sistema de referencia para medir la ubicación de las estrellas. El punto cero para este sistema de medición es el baricentro del sistema solar, el eje de rotación está fijo en relación a estos objetos distantes y corresponde al del ICRF . Para Gaia DR2, este marco de referencia se comparó con una versión preliminar del ICRF3 . Un subconjunto de objetos comunes 2820 coincide muy bien con la posición con la versión preliminar de ICRF3.${\ Displaystyle \ simeq}$

A diferencia de los otros objetos, los cuásares de Gaia DR1 y DR2 aún no se han identificado y comparado utilizando los datos fotométricos, sino utilizando catálogos existentes. La versión preliminar de ICRF3 y el catálogo AllWISE AGN que contiene 1,4 millones de objetos se utilizaron para la comparación, que muestra núcleos galácticos activos visiblemente en el rango del infrarrojo medio. Para aproximadamente la mitad de los objetos, Gaia hasta ahora ha podido encontrar un equivalente óptico al menos una vez.

Catálogo de estrellas estándar de velocidad radial (RVSS)

El instrumento RSV no tiene su propia función de calibración. Para DR2, las velocidades radiales se calibraron utilizando una colección de estrellas cuyas velocidades radiales ya se conocían a partir de observaciones terrestres anteriores. Estas estrellas apenas deben tener cambios de brillo , no deben estar cerca de otras estrellas similares en su posición y deben estar dentro de un cierto límite de magnitud y cubrir el cielo de manera uniforme. No existía un catálogo que cubriera estrellas con estas condiciones, por lo que se tuvo que crear un catálogo para este propósito, el Catálogo de Estrellas Estándar de Velocidad Radial (RVSS).

Una primera lista, válida en el momento del inicio de Gaia, contenía 1420 estrellas estándar, que también se pueden encontrar en el catálogo de Hipparcos, estas tenían una velocidad radial conocida con una incertidumbre residual de un máximo de 300 m / s debido a la medición. serie. Con base en los modelos de datos, se encontró que Gaia mediría una de estas estrellas por hora en promedio, pero se requerían al menos dos estrellas estándar por hora para una calibración satisfactoria. Una nueva lista ahora contiene 4813 estrellas estándar, 2712 de las cuales ahora cumplen con la condición más estricta de una incertidumbre residual restante de un máximo de 100 m / s, por lo que se seleccionaron para la calibración, las otras estrellas de la lista se usaron para validar la resultados. Para tener suficientes medidas para cada una de estas estrellas, se inició un programa de observación. En este programa participaron cinco observatorios con instrumentos especializados para la medición precisa de las velocidades radiales: SOPHIE , HARPS , ELODIE , CORALIE y NARVAL en el Pic du Midi de Bigorre . Para determinar el punto cero, se seleccionaron asteroides con datos orbitales conocidos con mucha precisión. Dado que se conoce el movimiento del asteroide, el efecto Doppler se puede calcular con precisión y, por lo tanto, el punto cero se puede determinar con mucha precisión.

Límites conocidos

El Catálogo de base de datos principal (MDB) con todas las observaciones registradas contiene aproximadamente 2.500 millones de objetos. A pesar de todas las mejoras sobre Gaia DR1, Gaia DR2 sigue siendo un catálogo preliminar en una base de datos limitada. No todos los datos y objetos recopilados hasta ese momento se evaluaron y publicaron realmente. Algunos de los datos se filtraron antes de la publicación si la cantidad de datos era insuficiente o los valores se desviaban demasiado.

lo completo

El catálogo está en gran parte completo en el rango de magnitud entre G = 12 y G = 17. Se ha mejorado la integridad de los objetos ligeros, pero faltan algunos de los objetos de G≲7. En el extremo más débil no existe una definición clara del límite de magnitud. El límite depende en gran medida de la posición del cielo. Con una densidad de más de 400.000 estrellas por grado cuadrado , el límite es aproximadamente G = 18. Dado que el número de observaciones influye, la distribución de la densidad de los objetos aún no es uniforme. Se ha mejorado la detección de objetos cerca de objetos muy brillantes, pero aún no es óptima. Las estrellas con un movimiento intrínseco muy alto podrían capturarse mejor, pero faltan aproximadamente el 20% de los objetos con movimiento intrínseco> 0,6 segundos de arco / año. La resolución angular ha mejorado en comparación con DR1 a 0,4 segundos de arco.

Astrometria

Existen errores sistemáticos en función de la posición, la magnitud y el color del cielo, que se estiman en menos de 0,1 ms. Hay un punto cero de paralaje promedio de -30 μas. Un pequeño número de objetos con paralaje alterado pueden identificarse por valores positivos o negativos inusualmente grandes. Las incertidumbres astrométricas se derivan matemáticamente de los datos y no se han calibrado con datos externos . Los valores están subestimados alrededor del 7-10% para objetos débiles con G> 16 fuera del plano galáctico y alrededor del 30% para estrellas con G <12. La calidad de los datos astrométricos para objetos con una magnitud más brillante que 6 es generalmente más débil que esos otros datos. La mayoría de los 361 millones de objetos con solo dos parámetros se encuentran en el extremo débil de la escala de magnitud. Un estudio encontró que algunos de los objetos brillantes con G <5 pueden contener grandes errores sistemáticos en la información sobre el paralaje debido a un problema de calibración.

Fotometría

Los resultados de la fotometría se deterioran en el extremo débil en G> 19. Los factores son el problema de la luz dispersa de la sonda, la evaluación del brillo de fondo no es lo suficientemente precisa y los datos aún no se han tratado especialmente para eliminar los efectos de superposición y objetos brillantes cercanos. Por definición, G = G _BP + G _RP . Sin embargo, hay mediciones de flujo luminoso inconsistentes donde el flujo luminoso de G no coincide con la suma de G _BP y G _RP . La desviación de este valor se expresa utilizando el factor de exceso de flujo.

Velocidad radial

Las velocidades radiales (RV) aún no se han determinado para estrellas ricas en metales con fuertes líneas de emisión superpuestas . Las estrellas binarias espectroscópicas superpuestas se tratan como estrellas individuales y solo se da una velocidad radial promedio. Las velocidades radiales aún no se han calculado para algunos tipos de estrellas binarias, tales objetos faltan.

En 2019 Douglas Boubert et al. un problema con las medidas de velocidades radiales. En un examen más detenido, resultó que con algunos de los valores, los espectros de los objetos brillantes vecinos se superponen y, por lo tanto, se falsifican los resultados. El problema ocurre principalmente en regiones con altas densidades de estrellas y se ha elaborado una lista con los objetos que pueden verse afectados por el problema. La lista incluye 70,365 objetos potencialmente contaminados, incluidos 4,000 con velocidades radiales claramente incorrectas, incluidos todos con un RV superior a 625 km / s. En estos casos, los datos de un objeto cercano con un brillo comparable se incluyeron incorrectamente, lo que resultó en valores extremadamente ampliados. Gaia EDR3 contiene una lista actualizada de objetos GDR2 con los 4000 objetos con valores incorrectos eliminados.

Valores astrofísicos

Los valores de T _eff , extinción A _G , enrojecimiento E (G _BP -G _RP ) o color, radio y luminosidad se derivaron únicamente de la fotometría de tres bandas en relación con el paralaje de estrellas individuales. La conexión entre temperatura, extinción y enrojecimiento no puede resolverse suficientemente con esta medición de banda ancha, por lo que se hicieron muchos supuestos para estimar estos valores. Le recomendamos que consulte la documentación adjunta antes de utilizar estos valores.

Estrellas variables

Solo se han estudiado en detalle algunas de las estrellas variables . No todas las estrellas variables se han clasificado y algunas de las clasificaciones pueden ser incorrectas.

Objetos del sistema solar (SSO)

Los objetos no se basan completamente en un criterio; se ha publicado una preselección de asteroides del cinturón principal , objetos cercanos a la Tierra y troyanos conocidos . Todos los objetos publicados tenían al menos 9 tránsitos. Los objetos ligeros con G≲10 se eliminaron porque los valores fueron influenciados por efectos sistemáticos y aún no están calibrados con precisión. La fotometría de banda G está disponible para aproximadamente la mitad de los tránsitos. Con algunas excepciones, los objetos que Gaia puede observar son asteroides, por lo que el término SSO casi coincide con asteroide. El reconocimiento automático de objetos para SSO aún no se ha utilizado para DR2; esto solo jugará un papel en publicaciones posteriores. Para DR2, los objetos encontrados durante el Tratamiento de datos inicial (IDT) se compararon con los datos de tránsito esperados de todos los objetos conocidos, ya que están registrados en el Minor Planet Center .

Error de catálogo

Los errores del catálogo solo se descubrieron después de la publicación. Aproximadamente nueve millones de objetos se dividieron incorrectamente entre objetos con dos parámetros y objetos con cinco parámetros. Se publicaron alrededor de dos millones de objetos con cinco parámetros, aunque la base de datos era en realidad insuficiente, y unos siete millones se publicaron con dos parámetros, aunque los datos hubieran sido suficientes para una publicación con cinco parámetros.

Hitos

El primer catálogo Gaia DR1 con 1.100 millones de objetos se publicó el 14 de septiembre de 2016.

El segundo catálogo Gaia DR2 con 1.700 millones de objetos se publicó el 25 de abril de 2018.

El tercer catálogo se publicará en dos partes. La primera parte de Gaia EDR3 con 1.800 millones de objetos con astrometría y fotometría mejoradas salió el 3 de diciembre de 2020. La publicación del catálogo completo de Gaia DR3 se retrasa debido a la pandemia de Covid-19. Se espera que aparezca en la primera mitad de 2022, un año después de lo planeado originalmente.

Gaia DR4 debe contener los resultados de 60 meses de observación.

La extensión oficial de la misión trae consigo más publicaciones. Se espera que las últimas fechas aparezcan aproximadamente tres años después de que finalice la misión.

literatura

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enlaces web

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