Tycho-Gaia and beyond: Combining data for precision astrometry

Abstract: Popular Abstract in German Einführung in die Astrometrie Ziele Astrometrie ist das Forschungsfeld der Astronomie, das sich mit der Vermessung der Positionen von Sternen und anderen Himmelskörpern beschäftigt. Das klingt zunächst vielleicht trivial, aber die unglaublich großen Entfernungen machen astrometrische Messungen äußerst schwierig. Eins der Ziele ist es, eine dreidimensionale Karte der Stern-Positionen und -Bewegungen in unserer Galaxie, der Milchstraße, zu erstellen. Quasi eine Art galaktischer Volkszählung, die uns sagt wo sich jeder Stern befindet, wie er sich bewegt, und von welchem Typ er ist, für viele Millionen von Sternen. Ein solcher Katalog kann verwendet werden, um zu verstehen wie unsere Galaxie aussieht, wie sie sich gebildet hat, und wie sie sich in Zukunft weiterentwickeln wird. Und das ist noch nicht alles: Genau wie eine menschliche Volkszählung nicht nur die Erwachsenen sondern auch die Kinder auflisten würde, versucht die Astrometrie auch Planeten und andere Begleiter der vermessenen Sterne zu finden. Zum Beispiel wird erwartet, dass die derzeit laufende Gaia-Mission zehntausende von Exo-Planeten (Planeten die nicht um die Sonne, sondern um andere Sterne kreisen) entdecken wird. Ein weiteres Ziel der Astrometrie ist das Katalogisieren von Asteroiden und ihren Bahnen in unserem eigenen Sonnensystem – das gibt uns die Möglichkeit, auch diese kleinen Steine im Weltall im Blick zu behalten. Schlussendlich bestimmt Astrometrie auch einen Referenzrahmen am Himmel (das Koordinatensystem für alle weiteren Entdeckungen), basierend auf weit entfernten leuchtstarken Kernen von Galaxien (genannt Quasare). Diese Referenz ist zum Beispiel notwendig um im Weltall navigieren zu können. Astrometrie vom Weltraum, 2013–2019: Gaia Astrometrie wird am besten vom Weltraum aus betrieben, um den störenden Einfluss der Erdatmosphäre zu vermeiden, und weil der Weltraum eine stabilere Umgebung für Beobachtungen bietet. Es gibt auch erdgebundene Projekte, zum Beispiel unter Verwendung von Radio-Teleskopen, aber in dieser Arbeit beschränken wir unseren Blick auf Satellitendaten. Der jüngste Meilenstein in der Astrometrie war der Raketenstart des europäischen Satelliten Gaia Ende 2013. Die europäische Raumfahrtagentur ESA beschreibt die Gaia-Mission etwa so (siehe englische Fassung für das Original-Zitat): "Gaia wird die größte, präziseste dreidimensionale Karte unserer Galaxie erstellen, durch die Vermessung von mehr als einer Milliarde Sterne. Man erwartet, dass Hunderttausende von neuen Himmelskörpern wie zum Beispiel Exo-Planeten und braune Zwergen entdeckt und hunderttausende Asteroiden in unserem Sonnensystem beobachtet werden. Die Gaia-Mission wird auch etwa 500 000 weit entfernte Quasare beobachten und Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie neuen, strengen Tests unterwerfen." Fantastisch, Teil einer so spannenden Mission zu sein. Hipparcos (1989–1993) und die JASMINE Satelliten-Reihe Gaia ist bereits die zweite Weltraummission, die ausschließlich der Astrometrie gewidmet ist, und folgt den bahnbrechenden Fortschritten, die ESA mit dem Hipparcos-Satelliten vor etwa 25 Jahren gemacht hat. Hipparcos hat Parallaxen, Eigenbewegungen und Positionen von etwa 100 000 Sternen bestimmt. Der Satellit verfügte außerdem über ein Hilfsinstrument (Englisch: starmapper) zur Bestimmung seiner Ausrichtung im Weltall, mit dessen Hilfe die Positionen – nicht aber die Parallaxen und Eigenbewegungen – von weiteren 2,5 Millionen Sternen beobachtet wurden. Dies resultierte in einem Katalog, der Tycho-2 genannt wird. Weitere Astrometrie-Missionen sind für die Zukunft geplant. Unter diesen befinden sich die japanischen Satelliten Nano-JASMINE, Small-JASMINE und JASMINE, die auf Beobachtungen im nahen infraroten Wellenlängenbereich anstelle von sichtbarem Licht ausgerichtet sind. Dies ist besser geeignet, um die zentralen Regionen unserer Milchstraße zu beobachten. Außerdem denkt die wissenschaftliche Gemeinschaft in Europa bereits über einen Gaia-Nachfolger in einigen Jahrzehnten nach. Prinzip astrometrischer Beobachtungen Astrometrie nutzt ein sehr einfaches Prinzip aus: Man misst, wo sich ein Stern auf der Himmelskugel (eine gedachte, weit entfernte Kugel um die Erde, auf der die Sterne liegen) befindet und wiederholt die Messungen viele Male über einen Zeitraum von Jahren oder Jahrzehnten. Einen unendlich weit entfernten stillstehenden Stern würde man immer an der gleichen Stelle auf der Himmelskugel sehen. Obwohl doch Sterne sehr weit weg sind, so sind sie doch definitiv nicht unendlich weit entfernt und bewegen sich mit einer unbekannten Geschwindigkeit und in eine unbekannte Richtung, und es ist genau das, was den Astrometrikern das Leben schwerer (und interessanter) macht. Entfernungen zu Sternen und ihre mittlere Position Entfernungen zu weit entfernten Objekten von unbekannter Größe sind schwierig zu messen, und ohne die Entfernung kann man die scheinbare Geschwindigkeit nicht in die reale physikalische Geschwindigkeit eines Objekts übersetzen. Eine mögliche Lösung für die direkte Messungen von sehr großen Entfernungen ist es, den Betrachter zu bewegen und die Ergebnisse von verschiedenen Beobachtungsstellen aus zu vergleichen. Wenn man beispielsweise von einem Flugzeug aus Wolken beobachtet, können Wolken in der Nähe leicht von weit entfernten Wolken unterschieden werden. Unter Vernachlässigung der Bewegungen der Wolken selbst verursacht die Vorwärtsbewegung des Flugzeugs, dass nahe gelegene Wolken sich schnell rückwärts zu bewegen scheinen, während weit entfernte Wolken so wirken, als stünden sie stationär im Hintergrund. In der Astrometrie nutzen wir die Umlaufbahn der Erde um die Sonne für einen ähnlichen Effekt. Wirklich weit entfernte Sterne scheinen das ganze Jahr an der gleichen Stelle zu verbleiben, während nahe gelegene Sterne scheinbar elliptischen Bahnen folgen. Wenn man die Größe der Verschiebung misst, erhält man eine Abschätzung der Entfernung zum Stern (siehe Abbildung Figure 1 im Hauptteil der Doktorarbeit). Diese Art der Abstandsbestimmung wird als Parallaxenmessungen bezeichnet. Eine Stern-Position kann dann durch drei Größenangaben beschrieben werden: zwei Winkel, die die durchschnittliche Sternposition am Himmel angeben, und die Parallaxe. Die Parallaxe ist die (sehr kleine) Winkelverschiebung, die durch die endliche Entfernung des Sterns und den Umlauf der Erde um die Sonne verursacht wird. Eigenbewegung von Sternen Sterne stehen jedoch nie still, sondern bewegen sich (in der Regel) geradlinig und mit konstanter Geschwindigkeit relativ zur Sonne. Zusätzlich zu der scheinbaren Verschiebung durch den Parallaxen-Effekt kann man also beobachten, wie sich ein Stern langsam und beständig auf einer Linie am Himmel vorwärts bewegt. Dies bedeutet, dass zwei zusätzliche Größen astrometrisch bestimmt werden müssen, und zwar die lineare Veränderung der Sternposition. Diese wird Eigenbewegung (Englisch: proper motion) genannt. Die dritte Bewegungskomponente, die Abstandsveränderung, ist die sogenannte Radialgeschwindigkeit, also die Bewegung zum Beobachter oder vom Beobachter weg. Ihr Effekt ist aus astrometrischer Sicht vernachlässigbar klein, die Radialgeschwindigkeit wird stattdessen durch eine spektroskopische Untersuchung des Sternlichts bestimmt. Eigenbewegung und Parallaxe zusammengenommen verursachen dass ein Stern scheinbar einer langgezogenen Spirale am Himmel folgt, mit einer Spiralschlinge pro Beobachtungs-Jahr. Da all diese Effekte zu klein sind als dass ein menschliches Auge sie sehen könnte, benötigt man stattdessen hochgenaue Messungen. Das Forschungsprojekt in Kürze In der Praxis beobachtet man nicht einen einzelnen Stern für viele Jahre. Stattdessen beobachtet man viele Sterne einen nach dem anderen mit einem Satelliten der kontinuierlich den gesamten Himmel abtastet. Wenn der Satellit einen Stern im Durchschnitt alle paar Monate beobachtet, ist es Aufgabe der Datenverarbeitung alle seine Beobachtungen zu kombinieren, um die fünf astrometrischen Stern-Parameter für Position, Parallaxe und Eigenbewegung abzuleiten. Das bedeutet, die scheinbaren Spiralbahnen der Sterne auf dem Himmel so genau wie möglich aus deren Einzelbeobachtungen zu rekonstruieren. Dies erfordert mindestens fünf Beobachtungen pro Stern, zu verschiedenen Zeitpunkten, deutlich mehr sind jedoch wünschenswert. Die zusätzlichen Beobachtungen helfen, die Instrumentierung des Satelliten besser zu kalibrieren und seine Ausrichtung (Englisch: spacecraft attitude) im Weltraum genauer zu bestimmen. Sie werden auch gebraucht, um zum Beispiel Exo-Planeten zu entdecken; diese blieben andernfalls unerkannt. Des Weiteren müssen die Beobachtungen einen genügend langen Zeitraum abdecken. Die Parallaxe bewirkt eine sich jährlich wiederholende elliptische Verschiebung, und die Eigenbewegung ist ein linearer Trend. Die zwei Effekte können nur voneinander unterschieden werden, wenn sich Beobachtungen über viele Monate erstrecken, am besten sogar über mehr als ein Jahr. Diese Doktorarbeit ist Teil einer Studie der Datenverarbeitungsstrategien für Gaia. Sie erforscht wie Sterne mit nur wenigen Beobachtungen behandelt werden können, damit die Mehrdeutigkeit zwischen Parallaxe und Eigenbewegung überwunden wird. In solchen Fällen muss man zusätzliche Vorab-Informationen (Englisch: prior information) verwenden, um die astrometrische Lösung der Gaia-Beobachtungen möglich zu machen. In dieser Arbeit werden sechs Forschungsartikel vorgestellt, die sich mit verschiedenen Wegen beschäftigen, Vorab-Informationen abzuleiten, und die das Prinzip von astrometrischen Katalogkombination in verschiedenen Situationen demonstrieren. Artikel I und II sind Fallstudien, die auf Astronomiekonferenzen vorgestellt wurden. Sie zeigen das Prinzip der Katalogkombination durch die direkte Integration von Vorab-Informationen in der Datenanalyse eines Astrometrie-Satelliten. Artikel I zeigt, wie Nano-JASMINEs Eigenbewegungen durch die Integration von Hipparcos-Daten verbessert werden können, und Artikel II erweitert das Szenario um einen simulierten Gaia-Katalog, der weitere Referenz-Punkte hinzufügt. Im Weiteren konzentrierten wir uns jedoch auf Verbesserungen der ersten Gaia-Datensätze. Integriert man die Hipparcos-Daten, erhält man aktualisierte (Langzeit-)Eigenbewegungen für die circa 100 000 Hipparcos-Sterne (Englisch: Hundred Thousand Proper Motion project}, HTPM; zu Deutsch etwa: Das Hunderttausend-Eigenbewegungen-Projekt). Dieses Szenario wird in Artikel III untersucht, welcher im Detail die Integrationsmethode und ihre Eigenschaften beschreibt. HTPM hat einen großen Nachteil: Es enthält nicht genügend Sterne für eine vollständige und unabhängige astrometrische Lösung. Diese Einschränkung verursacht systematische Abweichungen in den Ergebniswerten der HTPM-Sterne. Artikel IV zeigt, wie diese Einschränkung beseitigt werden kann, indem man zusätzlich die 2.5 Millionen Sterne des Tycho-2 Katalogs verwendet, und ihre damaligen Positionen als Vorab-Information hinzufügt. Diese gemeinsame Tycho-Gaia-Lösung (Englisch: Tycho-Gaia Astrometric Solution, TGAS) enthält genug Himmelsabdeckung, um die verzerrten Werte in HTPM zu vermeiden; sie stellt eine der wichtigsten Errungenschaften dieser Doktorarbeit dar. Zu guter Letzt erforschten wir die Verwendung generischer Vorab-Informationen, das heißt Beschränkungen der astrometrischen Parameter in der Lösung basierend auf den erwarteten Werten für Sterne in unserer Galaxie (Artikel V). Diese Methode kann auch für extragalaktische Quellen wie Quasare verwendet werden und ermöglicht es, die Parallaxen-Werte im TGAS-Projekt unabhängig zu überprüfen (Artikel VI). Popular Abstract in Swedish Introduktion till astrometri Syfte Astrometri är forskningsfältet inom astronomin som behandlar mätningar av var stjärnor och andra himlakroppar befinner sig. Detta låter kanske trivialt, men avstånden det handlar om är oerhört stora, vilket gör astrometriska mätningar ytterst svåra. Ett av syftena är att skapa en tredimensionell karta över stjärnornas positioner och rörelser i vår galax, Vintergatan. Man kan se det som en galaktisk folkräkning, som berättar var varje stjärna befinner sig, hur den rör sig, och vilken typ det är, för miljontals stjärnor. En sådan katalog kan användas för att förstå hur vår galax ser ut, hur den bildats och hur den kommer att utvecklas i framtiden. Men det är inte allt: precis som en folkräkning inte bara skulle förteckna de vuxna utan även barnen, försöker man med astrometri även hitta planeter och andra följeslagare till de uppmätta stjärnora. Det just nu pågående Gaia-projektet, till exempel, förväntas upptäcka tiotusentals exoplaneter (planeter som inte kretsar kring vår sol men kring andra stjärnor). Ett annat syfte med astrometri är att katalogisera asteroider och deras banor i vårt eget solsystem – detta ger oss möjlighet att hålla koll även på dessa små rymdstenar. Slutligen skapar astrometri även en referensram på himlen (ett koordinatsystem för alla andra upptäckter), baserat på ett antal avlägsna ljusa galaxkärnor (kvasarer). Denna referensram är till exempel nödvändig för att kunna navigera i rymden. Astrometri från rymden, 2013–2019: Gaia Astrometri bedrivs bäst från rymden för att undvika störningar från jordens atmosfär och dessutom ger rymden en stabil miljö för observationer. Det finns även markbaserade projekt, till exempel med hjälp av radioteleskop, men i detta arbete begränsar vi oss till satellitdata. Den senaste milstolpen i astrometri var uppskjutningen av den europeiska satelliten Gaia i slutet av 2013. Den europeiska rymdorganisationen ESA beskriver Gaias uppdrag så här (se engelsk version för det ursprungliga citatet): "Gaia kommer att skapa den största, mest exakta, tredimensionella kartan av vår galax genom att mäta mer än en miljard stjärnor. Förväntningarna är att man ska upptäcka hundratusentals nya himlakroppar, som t.ex. exoplaneter och bruna dvärgar, och att hundratusentals asteroider kommer att observeras i vårt solsystem. Gaia kommer även att observera ca 500 000 avlägsna kvasarer och utsätta Albert Einsteins allmänna relativitetsteori för nya, rigorösa tester." Ett fantastiskt projekt att få vara delaktig i! Hipparcos (1989–1993) och satellitserien JASMINE Gaia är redan det andra rymdprojektet som helt ägnas åt astrometri, efter de banbrytande framsteg som ESA gjorde med Hipparcos-satelliten för cirka 25 år sedan. Hipparcos fastställde parallaxer, egenrörelser och positioner för cirka 100 000 stjärnor. Satelliten hade ett hjälpinstrument (på engelska: starmapper) för bestämning av dess inriktning i rymden, med vars hjälp man mätte positioner – men inte parallaxer och egenrörelser – för ytterligare 2,5 miljoner stjärnor. Detta resulterade i en katalog som kallas Tycho-2. Fler astrometriprojekt är planerade för framtiden. Bland dem finns de japanska satelliterna Nano-JASMINE, Small-JASMINE, och JASMINE, vars syfte är att genomföra observationer i det nära-infraröda våglängdsområdet, istället för i synligt ljus. Detta är fördelaktigt för att observera de centrala delarna av vår Vintergata. Vidare funderar vetenskapssamfundet i Europa redan på en efterföljare till Gaia under de närmaste decennierna. Principen för astrometriska mätningar Astrometri använder sig av en mycket enkel princip: man mäter var en stjärna syns på himmelssfären (ett tänkt skal långt bort, som bär upp stjärnorna kring jorden), och upprepar dessa mätningar många gånger under ett tidsintervall av flera år eller årtionden. Föreställ er en orörlig stjärna oändligt långt bort: den skulle alltid synas på samma ställe på himmelssfären. Men även om stjärnorna är mycket långt borta så är de definitivt inte oändligt långt bort, och de rör sig med en okänd hastighet i en okänd riktning, och det är precis detta som gör en astrometrikers liv svårare (och intressantare). Avstånden till stjärnor och deras genomsnittliga positioner Avstånden till avlägsna objekt av okänd storlek är svåra att mäta, och utan avståndet kan den skenbara hastigheten inte översättas till den verkliga, fysikaliska hastigheten hos objektet. En lösning för att direkt mäta mycket stora avstånd är att flytta observatören och jämföra resultaten från olika platser. Om man exempelvis observerar moln från ett flygplan, kan närbelägna moln lätt skiljas från avlägsna. Vi bortser här från molnens egna rörelser. Flygplanets rörelse framåt gör att de närbelägna molnen verkar röra sig snabbt bakåt medan avlägsna moln tycks stå stilla i bakgrunden. I astrometrin använder vi istället vår jords rörelse runt solen för att uppnå en liknande effekt. Stjärnor som befinner sig verkligt långt borta tycks befinna sig på samma plats under hela året, medan mer närbelägna stjärnor ser ut att röra sig i elliptiska banor. Genom att mäta denna förskjutning får man en uppskattning av avståndet till stjärnan (se Figure 1 i huvuddelen av avhandlingen). Denna slags avståndsbestämning kallas parallaxmätning. En stjärnas läge kan då beskrivas med tre storheter: två vinklar som ger stjärnans genomsnittliga position på himlen, och parallaxen. Parallaxen är den (väldigt lilla) vinkelförskjutning som uppstår på grund av stjärnans ändliga avstånd och jordens omlopp kring solen. Stjärnors egenrörelse Stjärnor står dock inte stilla utan rör sig som regel i en rät linje med konstant hastighet i förhållande till solen. Förutom den skenbara förskjutningen på grund av parallaxeffekten kan man alltså se hur en stjärna rör sig kontinuerligt och långsamt längs en linje på himmelssfären. Detta ger ytterligare två storheter att fastställa astrometriskt, nämligen de linjära förändringarna i stjärnpositionen. Detta kallas egenrörelse (på engelska: proper motion). Den tredje rörelsekomponenten, förändringen i avstånd över tiden, är den så kallade radialhastigheten, alltså rörelsen mot eller bort från observatören. Dess effekt är ur astrometrisk synpunkt väldigt liten, och radialhastigheten fastställs istället genom spektroskopisk undersökning av stjärnans ljus. Egenrörelse och parallax tillsammans gör att en stjärna ser ut att följa en utdragen spiral på himlen, med en ögla i spiralslingan för varje år av observationer. Eftersom alla dessa effekter är alltför små för att uppfattas av det mänskliga ögat, krävs i stället extremt noggranna mätningar. Forskningsprojektet i korthet I praktiken observerar man inte en enskild stjärna ständigt under många år. Istället observeras många stjärnor vid upprepade tillfällen av en satellit som kontinuerligt avsöker himlen i alla riktningar. Om satelliten observerar en stjärna i genomsnitt varannan månad, ska databehandlingen kombinera alla dessa observationer för att härleda de fem astrometriska parametrarna för stjärnans position, parallax och egenrörelse. Det innebär att stjärnornas skenbara spiralspår på himlen måste rekonstrueras så exakt som möjligt från de enskilda observationerna. Detta kräver minst fem observationer, vid olika tidpunkter, för varje stjärna, men helst betydligt fler. De extra observationerna hjälper till att bättre kalibrera satellitens instrument och mer exakt fastställa dess inriktning i rymden (på engelska: spacecraft attitude), men behövs också för att exempelvis upptäcka stjärnor med planeter, som annars inte skulle märkas. Dessutom måste observationerna sträcka sig över tillräckligt lång tid. Parallaxen orsakar en årligen upprepad elliptisk förskjutning, och egenrörelsen en linjär trend. De två effekterna kan bara särskiljas om observationerna spänner över ett antal månader, och helst betydligt mer än ett år. Denna avhandling ingår i en studie av databehandlingsstrategier för Gaia. Den undersöker hur stjärnor med bara ett fåtal observationer kan hanteras, så att mångtydigheten mellan parallax och egenrörelse övervinns. I dessa fall är det nödvändigt att införa viss förhandsinformation (på engelska: prior information) för att möjliggöra en astrometrisk lösning av Gaia-observationerna. I avhandlingen framläggs sex vetenskapliga artiklar som visar på olika sätt att härleda förhandsinformation, och som demonstrerar principen för kombination av astrometriska kataloger i olika situationer. Artikel I och II är fallstudier som presenterats vid astronomiska konferenser. De visar principen för katalogkombination genom direkt inkorporering av förhandsinformation i databehandlingen för en astrometrisatellit. Artikel I visar hur egenrörelser från Nano-JASMINE kan förbättras genom att inkorporera data från Hipparcos, och Artikel II utvidgar detta scenario med en simulerad Gaia-katalog för att lägga till ytterligare referenspunkter. I det fortsatta arbetet fokuserade vi dock på att förbättra tidiga uppsättningar av data från Gaia. Inkorporering av Hipparcos-data ger förbättrade egenrörelser för ca 100 000 Hipparcos-stjärnor (på engelska: Hundred Thousand Proper Motion project, HTPM; på svenska ungefär: "hundratusen egenrörelser"-projektet). Detta scenario utforskas i Artikel III, som även i detalj beskriver inkorporeringsmetoden och dess egenskaper. HTPM har en betydande nackdel i att inte omfatta ett tillräckligt stort antal stjärnor för en helt oberoende astrometrisk lösning. Denna begränsning leder till systematiska fel i de astrometriska resultaten för HTPM-stjärnorna. Artikel IV visar hur man kan avlägsna denna begränsning genom att även använda de 2,5 miljoner stjärnorna från Tycho-2-katalogen och införa deras dåvarande positioner som förhandsinformation. Denna gemensamma Tycho-Gaia-lösning (på engelska: Tycho-Gaia Astrometric Solution, TGAS) ger tillräckligt täckning av himmelssfären för att undvika den inneboende skevheten i HTPM-projektet, och utgör ett av de viktigaste resultaten i denna avhandling. Slutligen har vi utforskat användningen av generisk förhandsinformation, dvs. begränsningar av de astrometriska storheterna i lösningen, baserade på förväntade egenskaper hos stjärnor i vår galax (Artikel V). Den här metoden kan även tillämpas på extragalaktiska objekt som kvasarer, vilket möjliggör en oberoende verifiering av parallaxresultaten i TGAS-projektet (Artikel VI). Popular Abstract in English Introduction to astrometry Objectives Astrometry is the research field within astronomy that deals with measuring where stars and other celestial objects are located. This may sound trivial at first, but the immense distances involved make astrometric measurements extremely difficult. One of the aims is to create a three-dimensional map of the stars' positions and motions in our Galaxy, the Milky Way. Think of it as a Galactic census that tells us where each star is, how it moves, and of which type it is, for many millions of stars. Such a catalogue can be used to understand what our Galaxy looks like, how it was formed, and how it will evolve in the future. And that's not all: just like a human census would not only list the adults but also the children, astrometry tries to also find planets and other companions around the stars that it measures. The currently ongoing Gaia mission, for example, is expected to discover tens of thousands of exo-planets (planets not orbiting our Sun, but other stars). Another aim of astrometry is to catalogue asteroids and their orbits in our own solar system – allowing us to keep track of even these small space rocks. Finally, astrometry determines the reference frame on the sky (the coordinate system for all other discoveries), based on a set of far-away bright galaxy cores (quasars). This information is, for example, necessary to be able to navigate in space. Astrometry from space, 2013–2019: Gaia Astrometry is best done from space to avoid the distortions of light caused by the Earth's atmosphere, and to obtain a stable environment for observations. There are of course also ground-based projects, for example using radio telescopes, but for the purpose of this thesis we restrict our view to satellite data. The most recent milestone in astrometry was the 2013 launch of the European satellite Gaia. The European Space Agency ESA describes Gaia like this: "Gaia will make the largest, most precise three-dimensional map of our Galaxy by surveying more than a thousand million stars. It is expected to discover hundreds of thousands of new celestial objects, such as exo-planets and brown dwarfs, and observe hundreds of thousands of asteroids within our own Solar System. The mission will also study about 500 000 distant quasars and will provide stringent new tests of Albert Einstein's General Theory of Relativity." Quite an exciting mission to be a part of! Hipparcos (1989–1993) and the JASMINE satellite series Gaia is already the second space mission dedicated to astrometry, following the pioneering efforts of ESA with the Hipparcos satellite about 25 years ago. Hipparcos determined parallaxes, proper motions, and positions for some 100 000 stars. The spacecraft also employed an auxiliary starmapper instrument for attitude determination of the satellite, which observed the positions – but not the parallaxes and proper motions – of an additional 2.5 million stars, giving the Tycho-2 catalogue. More space astrometry missions are planned for the future. Amongst those are a series of Japanese satellites called NanoJASMINE, Small-JASMINE, and JASMINE, with the goal of conducting observations in near-infrared wavelengths rather than in visible light. That is beneficial for observing towards the central regions of our Milky Way. Furthermore, the scientific community in Europe is already brainstorming about a successor to Gaia in a few decades time. Principle of astrometric measurements Astrometry uses a very simple principle: one measures where a star is seen on the celestial sphere (an imagined far-away shell that carries the stars around the Earth), and repeats these measurements many times over a timespan of years or decades. Imagine an infinitely far away star that does not move: it would always be seen in the same place on the celestial sphere. However, even though stars are very far away they are absolutely not infinitely far away, and they do move at an unknown speed and in an unknown direction, and that makes life of an astrometrist more difficult (and more interesting). Distances to stars and their average position Distances to far away objects of unknown size are hard to measure, and without the distance a perceived speed cannot be translated into the real physical speed of an object either. One possible solution for directly measuring very large distances is to move the observer, and to compare the views from different observing locations. If one, for example, observes clouds from a flying aircraft, nearby clouds can be easily distinguished from distant clouds: neglecting for the time being the motions of the clouds themselves, the forward motion of the aircraft makes the nearby clouds appear to move quickly backwards while the distant clouds seem to almost stand still in the background. In astrometry we use our own Earth's motion around the Sun for a similar effect. Really far away stars seem to remain in the same place at all times during the year, while nearby stars seemingly move on elliptical paths. If one measures the size of the displacement one gets an estimation of the distance to the star (see Fig. 1 of the main thesis text). This type of distance determination is called parallax measurement. A star's location can then be described by three parameters: two angles to give its average position, and the parallax. The parallax is the (very small) angular displacement, caused by the finite distance to the star from us and the Earth's orbit around the Sun. Proper motion of stars Stars never stand still but move, typically on a straight line at constant speed relative to the Sun. Therefore, in addition to the apparent displacement stemming from the parallax, one can observe the star continuously and slowly moving along a line on the celestial sphere. This gives two more parameters to be astrometrically determined, describing the linear changes in stellar position. This is called the proper motion parameters. The third component of motion, the change of distance over time, is the so called radial velocity, the motion towards or away from the observer. Its effect is very small from an astrometric point of view, and the radial velocity is instead determined through a spectroscopic analysis of the star's light. Proper motion and parallax taken together cause a star to seemingly follow an elongated spiral track on the sky, with one loop per year of observations. Since all these effects are too small to be seen by the human eye, one needs extremely precise measurements instead. The research project in a nutshell In practice one does not observe a single star continuously for many years. Instead many stars are observed repeatedly, by a satellite that continuously scans the sky in all directions. If the satellite observes a star on average every few months, data processing needs to combine all its observations to derive the star's five astrometric parameters for position, parallax, and proper motion. That means reconstructing the perceived spiral paths of the stars on the sky as accurately as possible from their single observations. This requires at least five observations, at different times, for each star, but preferably many more should be acquired. The redundant observations help to better calibrate the instrumentation of the satellite and to determine more accurately its orientation in space (the so-called spacecraft attitude). They are also needed to discover, for example, exo-planets, which would otherwise remain undetected. Furthermore, the observations need to span sufficient time. The parallax effect causes an annually repeating elliptical displacement, and proper motion is a linear trend. The two effects can only be disentangled if observations span many months and preferably more than one year. This PhD thesis is part of a study of the data processing strategies of the Gaia mission. It explores how stars with only a few observations can be handled, so that the ambiguity between parallax and proper motion is overcome. In these cases one needs to use additional knowledge (prior information) to make the astrometric solution of Gaia possible. In this thesis six research papers are presented, showing different ways of deriving prior information, and demonstrating the principle of catalogue combination in astrometry in different situations. Papers I and II are case studies which were presented at astronomy conferences. They demonstrate the principle of combining catalogues by directly integrating prior information in the data processing of an astrometry satellite. Paper I shows how Nano-JASMINE's proper motions can be improved through the incorporation of Hipparcos data, and Paper II extends this scenario with a simulated Gaia catalogue providing additional reference points. In subsequent work we focused however on improving early Gaia datasets. Integrating the Hipparcos data yields updated (longbaseline) proper motions for the approximately 100 000 Hipparcos stars (the Hundred Thousand Proper Motion project; HTPM). This scenario is explored in Paper III which also gives a detailed description of the incorporation method and its properties. HTPM has a one significant drawback by not containing a sufficient number of stars for a complete and independent astrometric solution. This limitation leads to systematically wrong estimates of the astrometric results of the HTPM stars. Paper IV shows how this limitation can be eradicated by adding the 2.5 million stars from the Tycho-2 catalogue with their former positions as prior information. This joint Tycho-Gaia Astrometric Solution (TGAS) provides enough coverage of the celestial sphere to avoid the bias inherent in the HTPM project; it is one of the major achievements of this thesis work. Finally, we explored the use of generic prior information, that is constraints to the astrometric parameters in the solution based on the expected properties of stars in our Galaxy (Paper V). This method can be applied even to extragalactic sources such as quasars, which allows us to make an independent check of the parallax results in the TGAS project (Paper VI ).