Parallaxes measured by the Gaia mission have huge significance for astronomy, but parallaxes in Gaia DR2 are known to have systematic errors that depend on the source position and other quantities. We use the abundant information in faint Milky Way stars, along with the GOG simulation of the Gaia catalog, to probe the spatial dependence of Gaia DR2 parallax systematic errors in an empirical way. The parallax signal, concentrated in thick disk turnoff stars with magnitude G ~ 17, is sufficient to construct maps of the parallax systematic error over the majority of the sky. These maps show a locally regular "waffle pattern" on ~1 degree scales following Gaia scan directions, stronger linear "scar" features, and coherent variations on larger scales. The parallax bias maps also retain traces of astrophysical effects such as dust clouds. The waffle pattern, known from earlier maps of the Magellanic Clouds, extends over the entire sky; its local rms amplitude averages 15 microarcsec and varies by about a factor of two. The strength of this pattern increases by a factor ~6 from magnitude G = 13 to G = 20. Correlations with parallaxes of quasars and of stars with independent distance estimates support our bias estimates. Using similar methods, we map systematic errors in the proper motion and examine the relationship with the parallax systematics. We provide a code package to access and query our bias maps. Similar tests on the general stellar population should be useful in quantifying systematic errors in future Gaia releases.

中文翻译：

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用微弱的银河系恒星绘制天空盖亚视差系统误差

盖亚任务测量的视差对天文学具有重大意义，但众所周知，盖亚 DR2 中的视差具有取决于源位置和其他量的系统误差。我们利用昏暗银河系恒星的丰富信息，结合盖亚星表的GOG模拟，以经验的方式探索盖亚DR2视差系统误差的空间依赖性。视差信号集中在星等为 G ~ 17 的厚圆盘关闭星中，足以构建大部分天空的视差系统误差图。这些地图在遵循 Gaia 扫描方向的 ~1 度尺度上显示了局部规则的“华夫饼图案”、更强的线性“疤痕”特征以及更大尺度上的连贯变化。视差偏差贴图还保留了天体物理效应的痕迹，例如尘埃云。从早期的麦哲伦星云地图中得知的华夫格图案延伸到整个天空；其局部均方根振幅平均为 15 微弧秒，变化幅度约为 2 倍。这种模式的强度增加了~6 倍，从星等 G = 13 到 G = 20。与类星体和具有独立距离估计的恒星视差的相关性支持我们的偏差估计。使用类似的方法，我们绘制了自行运动的系统误差，并检查了与视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏差图。对一般恒星群的类似测试应该有助于量化未来盖亚版本中的系统误差。从早期的麦哲伦星云图可知，它覆盖了整个天空；其局部均方根振幅平均为 15 微弧秒，变化幅度约为 2 倍。这种模式的强度增加了~6 倍，从星等 G = 13 到 G = 20。与类星体和具有独立距离估计的恒星视差的相关性支持我们的偏差估计。使用类似的方法，我们绘制了自行运动的系统误差，并检查了与视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏差图。对一般恒星群的类似测试应该有助于量化未来盖亚版本中的系统误差。从早期的麦哲伦星云图可知，它覆盖了整个天空；其局部均方根振幅平均为 15 微弧秒，变化幅度约为 2 倍。这种模式的强度增加了~6 倍，从星等 G = 13 到 G = 20。与类星体和具有独立距离估计的恒星视差的相关性支持我们的偏差估计。使用类似的方法，我们绘制了自行运动的系统误差，并检查了与视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏差图。对一般恒星群的类似测试应该有助于量化未来盖亚版本中的系统误差。这种模式的强度增加了~6 倍，从星等 G = 13 到 G = 20。与类星体和具有独立距离估计的恒星视差的相关性支持我们的偏差估计。使用类似的方法，我们绘制了自行运动的系统误差，并检查了与视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏差图。对一般恒星群的类似测试应该有助于量化未来盖亚版本中的系统误差。这种模式的强度增加了~6 倍，从星等 G = 13 到 G = 20。与类星体和具有独立距离估计的恒星视差的相关性支持我们的偏差估计。使用类似的方法，我们绘制了自行运动的系统误差，并检查了与视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏差图。对一般恒星群的类似测试应该有助于量化未来盖亚版本中的系统误差。