Abstract
The International Celestial Reference System (ICRS) is the reference system used for astrometry and geodesy in space. Its realizations are the International Celestial Reference Frames (ICRFs). The latest realizations are ICRF3 S/X, ICRF3 K, and ICRF3 X/Ka at radio frequencies observed by geodetic very long bThe International Celestial Reference System (ICRS) is the reference system used for astrometry and geodesy in space. Its realizations are the International Celestial Reference Frames (ICRFs). The latest realizations are ICRF3 S/X, ICRF3 K, and ICRF3 X/Ka at radio frequencies observed by geodetic very long baseline interferometry (VLBI), and Gaia-CRF3 from observations by the Gaia spacecraft at optical frequencies. The ICRFs are independently derived catalogs of mean positions (and proper motions as well as parallaxes in case of Gaia) of distant compact extragalactic sources with approximately comparable precision. Within the error bounds, the different observation setups should ideally produce identical source positions. However, previous research discovered variances related to the variable nature of the sources as a function of frequency and time. A deeper understanding of the individual source position differences as well as the alignment of the ICRFs in terms of global systematic source position differences benefits the large ICRF and Gaia user community, such as geodetic VLBI for connecting VLBI products across frequencies. This work adds several case studies to the existing research on the comparison and the alignment of the ICRFs. At optical frequencies, the set of ICRF3 counterparts in the Gaia spacecraft’s Early Data Release 3 (Gaia EDR3, including Gaia-CRF3) and in Gaia DR2, the predecessor of Gaia EDR3, are investigated. The position differences of the individual counterparts at the various frequencies are re-evaluated, focusing on the correlation of the normalized distances, offset directions, and global systematic differences with the number of VLBI observations or the extent of radio source structure. The individual VLBI and Gaia position offsets tend to be in the same direction, especially in case of significant offsets. It is shown that large normalized position offsets are related to sources with large radio structure. The global systematic differences, which are an order of magnitude smaller than the individual differences, can be accurately determined, especially if the set of counterparts has been defined. A Celestial Reference Frame (CRF) determined from S/X observations from the same time interval as Gaia DR2 does not indicate any improvements in the alignment of Gaia DR2 compared to ICRF3 S/X. Since the alignment of Gaia DR2 and Gaia EDR3 depends on the visual magnitude G and the radio sources in ICRF3 are optically faint, the alignment of the bright fraction (G ≤ 13 mag) of the Gaia data releases to ICRF3 requires additional verification. The approach and data of Lindegren (2020a) are adopted, who used optically bright radio stars to test the alignment. Since the resolution of VLBI and Gaia is small enough to detect their proper motions, they must be included in the alignment test and a time variability of the alignment (spin) must also be estimated. However, these results are not yet accurate enough compared to the expected uncertainties of the individual sources astrometry in the final Gaia data release for this G magnitude range. In this work, these VLBI data of radio stars are homogenized, and a more realistic error budget for the VLBI positions is established. New, dedicated VLBI observations of bright radio stars were carried out to obtain more urgently needed VLBI positions for the determination of the alignment. The positions are included in two ways: once as absolute one-epoch positions and once as relative positions in order to derive new precise models of stellar motion whenever possible. A significant spin around the Y axis was determined for both Gaia DR2 and Gaia EDR3, albeit the rotations in this direction are still the least well determined. Among other aspects, the accuracy of the results, the effect of nonlinear proper motion, and a G magnitude dependence within the bright fraction are investigated. The effect of possible future VLBI observations of radio stars on the alignment is tested. In summary, this work evaluates the accuracy of the alignment of the current ICRFs. It furthermore highlights the need to accurately assess VLBI observations of radio stars in the context of the alignment of the Gaia bright frame with ICRF3 and demonstrates how this can be accomplished.
Das International Celestial Reference System (ICRS) ist das Himmelsreferenzsystem, das in der Astrometrie und Geodäsie verwendet wird. Seine Realisierungen sind die International Celestial Reference Frames (ICRFs). Die jüngsten Realisierungen sind im Radiofrequenzbereich der ICRF3 S/X, der ICRF3 K und der ICRF3 X/Ka, welche mit Hilfe von geodätischer very long baseline interferometry (VLBI) beobachtet werden. Außerdem ist es im optischen Frequenzbereich der Gaia-CRF3, welcher aus Beobachtungen des Gaia Weltraumteleskops stammt. DDas International Celestial Reference System (ICRS) ist das Himmelsreferenzsystem, das in der Astrometrie und Geodäsie verwendet wird. Seine Realisierungen sind die International Celestial Reference Frames (ICRFs). Die jüngsten Realisierungen sind im Radiofrequenzbereich der ICRF3 S/X, der ICRF3 K und der ICRF3 X/Ka, welche mit Hilfe von geodätischer very long baseline interferometry (VLBI) beobachtet werden. Außerdem ist es im optischen Frequenzbereich der Gaia-CRF3, welcher aus Beobachtungen des Gaia Weltraumteleskops stammt. Die ICRFs sind unabhängig voneinander abgeleitete Kataloge mittlerer Positionen (und Eigenbewegungen als auch Parallaxen im Falle von Gaia) entfernter kompakter extragalaktischer Quellen mit annähernd vergleichbarer Genauigkeit. Innerhalb der Fehlergrenzen sollten die verschiedenen Beobachtungsmethodiken idealerweise zu identischen Quellenpositionen führen. In früheren Untersuchungen wurden jedoch Abweichungen festgestellt, die mit der frequenz- und zeitvariablen Quellenstruktur zusammenhängen. Ein tieferes Verständnis der individuellen Positionsunterscheide der Quellen als auch der Unterschiede in der Orientierung der ICRFs mittels globaler systematischer Positionsunterschiede der Quellen kommt der großen Nutzergruppe von ICRF und Gaia zugute, wie z. B. der geodätischen VLBI für die Zusammenführung von VLBI-Produkten über Frequenzen hinweg. Diese Arbeit ergänzt die bestehenden Forschungsarbeiten über den Vergleich und die Orientierung der ICRFs um mehrere Fallstudien. Im optischen Frequenzbereich werden die ICRF3-Gegenstücke im Early Data Release 3 (Gaia EDR3, einschließlich Gaia-CRF3) der Gaia Raumsonde und im Gaia DR2, dem Vorgänger von Gaia EDR3, untersucht. Die Positionsunterschiede der einzelnen Gegenstücke für die verschiedenen Frequenzen werden neu bewertet, wobei der Schwerpunkt auf der Korrelation der normalisierten Entfernungen, der Richtungen der Positionsdifferenzen und der globalen systematischen Unterschiede mit der Anzahl der VLBI-Beobachtungen sowie dem Ausmaß der Radioquellenstruktur liegt. Die individuellen VLBI- und Gaia-Positionsunterschiede bevorzugen die selbe Richtung, insbesondere im Falle signifikanter Differenzen. Es wird gezeigt, dass große normalisierte Positionsunterschiede auf Quellen mit großer Radioquellenstruktur zurückzuführen sind. Die globalen systematischen Abweichungen, die um eine Größenordnung geringer sind als die individuellen Differenzen, können genau bestimmt werden. Dies gilt insbesondere wenn die Teilmenge der verwendeten Gegenstücke vorher definiert wurde. Ein Celestial Reference Frame (CRF), der aus S/X-Beobachtungen des selben Zeitintervalls wie Gaia DR2 ermittelt wurde, zeigt keine Verbesserungen in der Ausrichtung von Gaia DR2 im Vergleich zu ICRF3 S/X. Da die Orientierung von Gaia DR2 und Gaia EDR3 von der scheinbaren Helligkeit G ab- hängt und die Radioquellen des ICRF3 eine geringe scheinbare Helligkeit aufweisen, muss die Ausrichtung des hellen Anteils (G ≤ 13 mag) der Gaia-Daten auf den ICRF3 zusätzlich überprüft werden. In dieser Arbeit werden der Ansatz und die Daten von Lindegren (2020a) übernommen, der zur Überprüfung der Orientierung scheinbar helle Radiosterne verwendete. Da die Auflösung von VLBI und Gaia klein genug ist, um Eigenbewegungen von Sternen zu erkennen, müssen diese in den Orientierungstest einbezogen und auch eine zeitliche Variabilität der Orientierung geschätzt werden. Allerdings sind diese Ergebnisse bisher nicht genau genug im Vergleich zu den erwarteten Genauigkeiten der Astrometrie der einzelnen Quellen des hellen Anteils in der endgültigen Gaia-Datenveröffentlichung. In dieser Arbeit werden die vorhandenen VLBI-Daten der Radiosterne homogenisiert und es wird ein realistischeres Fehlerbudget für die VLBI-Positionen aufgestellt. Es wurden neue, gezielte VLBI-Beob-achtungen von hellen Radiosternen durchgeführt, um mehr dringend benötigte VLBI-Positionen für eine bessere Bestimmung der Orientierung zu erhalten. Die Positionen wurden auf zwei verschiedene Arten integriert: einmal als absolute Positionen aus einer Beobachtungsepoche und einmal als relative Positionen, um wann immer möglich neue präzise Modelle der Sternbewegung abzuleiten. Sowohl für Gaia DR2 als auch für Gaia EDR3 wurde eine signifikante zeitabhängige lineare Rotation um die Y -Achse ermittelt, wenngleich die Rotationen in dieser Richtung noch die geringste Genauigkeit aufweisen. Unter anderem werden die Genauigkeit der Ergebnisse, die Auswirkung der nichtlinearen Eigenbewegung und die Abhängigkeit von der scheinbaren Helligkeit innerhalb des hellen Anteils untersucht. Der Einfluss möglicher zukünftiger VLBI-Beobachtungen von Radiosternen auf die Orientierungsbestimmung wird getestet. Zusammenfassend evaluiert diese Arbeit die Genauigkeit der Orientierung der aktuellen ICRFs. Sie unterstreicht darüber hinaus die Notwendigkeit, VLBI-Beobachtungen von Radiosternen im Zusammenhang mit der Orientierung des hellen Gaia-Referenzrahmens zu ICRF3 genau zu prüfen, und zeigt, wie dies erreicht werden kann.ie ICRFs sind unabhängig voneinander abgeleitete Kataloge mittlerer Positionen (und Eigenbewegungen als auch Parallaxen im Falle von Gaia) entfernter kompakter extragalaktischer Quellen mit annähernd vergleichbarer Genauigkeit. Innerhalb der Fehlergrenzen sollten die verschiedenen Beobachtungsmethodiken idealerweise zu identischen Quellenpositionen führen. In früheren Untersuchungen wurden jedoch Abweichungen festgestellt, die mit der frequenz- und zeitvariablen Quellenstruktur zusammenhängen. Ein tieferes Verständnis der individuellen Positionsunterscheide der Quellen als auch der Unterschiede in der Orientierung der ICRFs mittels globaler systematischer Positionsunterschiede der Quellen kommt der großen Nutzergruppe von ICRF und Gaia zugute, wie z. B. der geodätischen VLBI für die Zusammenführung von VLBI-Produkten über Frequenzen hinweg. Diese Arbeit ergänzt die bestehenden Forschungsarbeiten über den Vergleich und die Orientierung der ICRFs um mehrere Fallstudien. Im optischen Frequenzbereich werden die ICRF3-Gegenstücke im Early Data Release 3 (Gaia EDR3, einschließlich Gaia-CRF3) der Gaia Raumsonde und im Gaia DR2, dem Vorgänger von Gaia EDR3, untersucht. Die Positionsunterschiede der einzelnen Gegenstücke für die verschiedenen Frequenzen werden neu bewertet, wobei der Schwerpunkt auf der Korrelation der normalisierten Entfernungen, der Richtungen der Positionsdifferenzen und der globalen systematischen Unterschiede mit der Anzahl der VLBI-Beobachtungen sowie dem Ausmaß der Radioquellenstruktur liegt. Die individuellen VLBI- und Gaia-Positionsunterschiede bevorzugen die selbe Richtung, insbesondere im Falle signifikanter Differenzen. Es wird gezeigt, dass große normalisierte Positionsunterschiede auf Quellen mit großer Radioquellenstruktur zurückzuführen sind. Die globalen systematischen Abweichungen, die um eine Größenordnung geringer sind als die individuellen Differenzen, können genau bestimmt werden. Dies gilt insbesondere wenn die Teilmenge der verwendeten Gegenstücke vorher definiert wurde. Ein Celestial Reference Frame (CRF), der aus S/X-Beobachtungen des selben Zeitintervalls wie Gaia DR2 ermittelt wurde, zeigt keine Verbesserungen in der Ausrichtung von Gaia DR2 im Vergleich zu ICRF3 S/X. Da die Orientierung von Gaia DR2 und Gaia EDR3 von der scheinbaren Helligkeit G ab- hängt und die Radioquellen des ICRF3 eine geringe scheinbare Helligkeit aufweisen, muss die Ausrichtung des hellen Anteils (G ≤ 13 mag) der Gaia-Daten auf den ICRF3 zusätzlich überprüft werden. In dieser Arbeit werden der Ansatz und die Daten von Lindegren (2020a) übernommen, der zur Überprüfung der Orientierung scheinbar helle Radiosterne verwendete. Da die Auflösung von VLBI und Gaia klein genug ist, um Eigenbewegungen von Sternen zu erkennen, müssen diese in den Orientierungstest einbezogen und auch eine zeitliche Variabilität der Orientierung geschätzt werden. Allerdings sind diese Ergebnisse bisher nicht genau genug im Vergleich zu den erwarteten Genauigkeiten der Astrometrie der einzelnen Quellen des hellen Anteils in der endgültigen Gaia-Datenveröffentlichung. In dieser Arbeit werden die vorhandenen VLBI-Daten der Radiosterne homogenisiert und es wird ein realistischeres Fehlerbudget für die VLBI-Positionen aufgestellt. Es wurden neue, gezielte VLBI-Beob-achtungen von hellen Radiosternen durchgeführt, um mehr dringend benötigte VLBI-Positionen für eine bessere Bestimmung der Orientierung zu erhalten. Die Positionen wurden auf zwei verschiedene Arten integriert: einmal als absolute Positionen aus einer Beobachtungsepoche und einmal als relative Positionen, um wann immer möglich neue präzise Modelle der Sternbewegung abzuleiten. Sowohl für Gaia DR2 als auch für Gaia EDR3 wurde eine signifikante zeitabhängige lineare Rotation um die Y -Achse ermittelt, wenngleich die Rotationen in dieser Richtung noch die geringste Genauigkeit aufweisen. Unter anderem werden die Genauigkeit der Ergebnisse, die Auswirkung der nichtlinearen Eigenbewegung und die Abhängigkeit von der scheinbaren Helligkeit innerhalb des hellen Anteils untersucht. Der Einfluss möglicher zukünftiger VLBI-Beobachtungen von Radiosternen auf die Orientierungsbestimmung wird getestet. Zusammenfassend evaluiert diese Arbeit die Genauigkeit der Orientierung der aktuellen ICRFs. Sie unterstreicht darüber hinaus die Notwendigkeit, VLBI-Beobachtungen von Radiosternen im Zusammenhang mit der Orientierung des hellen Gaia-Referenzrahmens zu ICRF3 genau zu prüfen, und zeigt, wie dies erreicht werden kann.
