星系和质量集合体（GAMA）：乌格利兹星系光度函数

星系和质量集合体（GAMA）：在空洞中探测到的星系细丝

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Fine filaments of galaxies detected within voids

根据银河系和质量大会（GAMA）调查的数据，我们报告发现的结构，我们称之为“卷须”的星系：连贯的，薄链的星系，植根于长丝和终止于邻近的长丝或空隙。卷须平均包含6个星系，跨度为10 $h^{-1}$ Mpc。我们使用所谓的线关联函数来证明卷须代表真实的结构，而不是偶然的对齐。我们发现，在SDSS-DR 7调查中发现的与GAMA区域重叠的空洞包含大量的星系，主要属于卷须。这意味着空隙尺寸强烈依赖于调查的数量密度和灵敏度极限。我们警告说，在低密度区域的星系，这可能被定义为“空星系”，将有当地的星系数密度取决于这样的观测极限，可能高于可以直接测量。

星系和质量组件（GAMA）：GAMA星系组目录（G3Cv1）

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): The GAMA Galaxy Group Catalogue (G3Cv1)

使用完整的GAMA-I调查覆盖约142平方米。°的到r=19.4，其中~47 sq.°的是r=19.8，我们创建GAMA-I星系群目录（G3 Cv1），使用基于朋友的朋友（FoF）分组算法生成。我们的算法已经过广泛的测试，一个家庭的模拟GAMA光锥，从Lambda CDM N体模拟填充半解析星系。被忽视的群体属性对闯入者的影响是稳健的，并且在最重要的方面是中位无偏的。G3 Cv1包含14，388个星系群（重数>= 2$），其中44，186个星系来自可能的110，192个星系，这意味着约40%的星系被分配到一个星系群。模拟组目录和G3 Cv1的相似之处是多方面的：总体特征恢复良好。然而，我们确实发现GAMA中的高多重性组的数量与模拟相比有明显的不足。此外，尽管有非常好的局部空间完整性，G3 Cv1包含的5个或更多成员的紧凑群显着减少，这种效果在高多重性系统中变得最明显。这两个差异很可能是由于当前GAMA光锥模拟中包含的物理限制。需要使用各种星系形成模型进行进一步研究，以确认它们的确切起源。

星系和质量集合（GAMA）：来自剪切星系场的红移空间畸变

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Redshift Space Distortions from the Clipped Galaxy Field

我们提出了第一个宇宙学测量来自星系密度场的“裁剪”变换。通过在星系和质量大会调查（GAMA）中对星系数密度场强制执行上限，极大地减少了维里化和星系偏置的非线性过程的贡献。这导致了一个星系的功率谱，这是更容易建模，没有校准的数值模拟。本文建立了一个在红移空间中的剪裁光场功率谱的理论模型，该模型对于各向异性高斯光场是精确的。削波被发现，传统的凯泽处方的适用性扩展超过一个因素的三个波数，或一个因素的三十方面的傅立叶模式的数量。通过模拟尺度k < 0.3 h/Mpc的星系功率谱和密度波动$δ_g < 4$，我们测量了归一化的增长率$fσ_8(z = 0.18) = 0.29 \pm 0.10$。

星系与质量集合（GAMA）：星系的大尺度结构以及与模拟宇宙的比较

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The large scale structure of galaxies and comparison to mock universes

从45,542个星系和6,000个星系群的有限体积样本中，我们使用$z \leq 0.213$，采用一种适应性最小生成树算法来识别和分类星系和质量大会（GAMA）调查中的大尺度结构。使用星系群，我们确定了643个灯丝横跨三个赤道GAMA领域，跨度高达200 $h^{-1}$兆秒差距的长度，每个平均8组内。通过分析不属于星系群的星系，我们发现了一个完全由星系组成的较小相干结构的次级种群，这些星系被称为“卷须”，它们似乎将细丝连接在一起，或穿透到空隙中，通常测量长度约为10 $h^{-1}$ Mpc，平均包含6个星系。最后，我们还能够识别一群孤立的空星系。通过在GAMA模拟星系表上运行该算法，我们比较了观测数据和模拟数据之间的大尺度结构特征，发现模拟细丝非常好地再现了观测数据。这提供了一个探针的高阶分布统计没有捕获的常用的两点关联函数。

银河和质量组件（GAMA）：调查诊断和核心数据发布

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): survey diagnostics and core data release

自2008年2月以来，一直在3.9米英澳望远镜上进行星系和质量组合调查，使用AAOmega光纤光谱仪设施获取分辨率为R~1300的光谱，涉及SDSS选定的120，862个星系。目标星表由三个相邻的赤道区域组成，中心分别位于9 h（G 09）、12 h（G12）和14.5h（G15），每个区域的面积为12 x 4平方度，极限通量分别为r < 19.4、r < 19.8和r < 19.4等（以及其他波长的额外极限）。光谱和可靠的红移已获得超过98%的星系在这些限制。在这里，我们提出了调查足迹，进展，数据缩减，红移，再红移，3年后的数据质量评估，额外的图像分析产品（包括ugrizYJHK测光，Sersic配置文件和测光红移），观测掩模，以及我们的核心调查目录（GamaCore）的建设。由此，我们创建了三个科学准备目录：GamaCoreDR 1用于公开发布，其中包括在指定震级范围内（2008年2月至2008年4月）的第1年操作期间获得的数据; GamaCoreMainSurvey包含超过我们调查限制的所有数据，供GAMA团队和合作者使用; GamaCoreMainSurvey包含与Herschel-ATLAS科学演示数据匹配的第1年，第2年和第3年数据。这些目录以及相关的光谱、印记和轮廓可以通过GAMA网站访问：http://www.gama-survey.org/

星系和质量集合（GAMA）：GAMA群中的星系径向排列

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): galaxy radial alignments in GAMA groups

我们约束的星系和质量大会调查组目录内的卫星星系形状的投影径向对准角的分布。我们确定的星系群光谱红移和测量星系投影椭圆从斯隆数字巡天成像。样本的3,850组13,655卫星星系与高质量的形状测量，我们发现一个小于2西格玛信号的径向对齐的平均投影椭圆度分量和投影位置角时，使用星系形状估计优化弱透镜测量。如果我们使用2-D Sérsic模型拟合来定义星系方向，相对于没有对准的预期，我们的径向对准测量增加到大于3-sigma显著性。我们对径向排列的弱测量与暗物质N体模拟的预测相冲突，我们将其解释为集团和星系团卫星中重子和暗物质大错位的证据。在我们的不确定性，这是由我们的小样本量为主，我们发现只有弱和边缘显着的趋势的径向排列角度分布的投影距离从组中心，主机晕质量，和红移，可能是一致的潮汐扭矩机制径向排列。使用我们的透镜优化形状估计，我们估计，星系群成员的内在排列可能会导致一个系统误差的平均微分投影表面质量密度的群体推断从弱透镜观测-1 +/-20%，在尺度约300千秒差距/小时，从集团中心假设一个测光红移r.m.s.误差为10%，我们组的样本中位红移为0.17，中位维里质量约为10^{13} h^{-1} M_{sun}。

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing galaxy-group correlations in redshift space with the halo streaming model

We have studied the galaxy-group cross-correlations in redshift space for the Galaxy And Mass Assembly (GAMA) Survey. We use a set of mock GAMA galaxy and group catalogues to develop and test a novel 'halo streaming' model for redshift-space distortions. This treats 2-halo correlations via the streaming model, plus an empirical 1-halo term derived from the mocks, allowing accurate modelling into the nonlinear regime. In order to probe the robustness of the growth rate inferred from redshift-space distortions, we divide galaxies by colour, and divide groups according to their total stellar mass…

星系和质量组装（GAMA）：对质量、金属丰度和SFR关系的更深入的看法

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): A deeper view of the mass, metallicity, and SFR relationships

充分理解气体金属丰度（Z）、恒星形成率（SFR）和恒星质量所起的作用是理解星系如何形成和演化的基础。这三个参数在不同红移下的关系对星系演化有重要影响，从而为星系演化模型提供了重要的约束条件。利用斯隆数字巡天数据发布7（SDSS-DR 7）和星系和质量大会（GAMA）调查的数据，我们研究了SFR，Z和恒星质量之间的关系和依赖关系，以及恒星形成星系的基本面。我们结合这两个调查使用体积有限的样本z ~ 0.36的红移。GAMA和SDSS调查在分析SFR、Mass和Z之间的关系时相互补充。我们提出的证据SFR和金属丰度演化到z ~ 0.2。我们研究了SFR，质量，Z和特定恒星形成率（SSFR）对M-Z，M-SFR，M-SSFR，Z-SFR和Z-SSFR关系的依赖关系，发现所有这些之间都存在很强的相关性。基于这些依赖关系，我们提出了一个简单的模型，使我们能够解释低质量和高质量星系之间观察到的不同行为。最后，我们的分析使我们能够确认一个基本平面的存在，在恒星形成星系中质量=f（Z，SFR）。

星系和质量集合（GAMA）：使用大尺度结构的多示踪剂改进的宇宙生长测量

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): improved cosmic growth measurements using multiple tracers of large-scale structure

我们提出了第一个应用程序的“多示踪剂”红移空间失真（RSD）分析的观测星系样本，使用银河系和质量大会调查（GAMA）的数据。我们的数据集是一个r < 19.8的星等限制样本，包含178,579个星系，覆盖红移间隔z < 0.5，面积180 deg^2。我们获得的引力增长率的测量相比，一个单一的示踪剂分析，从相关的样本方差印在重叠的星系种群的分布中，得到10-20%的改进。我们提出了新的表达式之间的协方差的自功率和交叉功率谱的星系样本是有效的一般调查选择功能和加权方案。我们没有发现任何证据表明所测量的增长率对所使用的星系示踪剂的系统依赖性，证明了RSD建模假设，并使用N体模拟的模拟目录验证了我们的结果。对于由星系颜色选择的多个示踪剂，我们在两个独立的红移箱f*sigma_8（z=0.18）= 0.36 +/- 0.09和f*sigma_8（z=0.38）= 0.44 +/- 0.06中测量归一化增长率，与标准GR重力和其他星系调查在类似的红移。

星系与质量组装（GAMA）：星系中金属、特定SFR和HI气体之间的联系：Z-SSFR关系

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The connection between metals, specific-SFR, and HI gas in galaxies: the Z-SSFR relation

研究了不同质量星系的气相金属丰度（Z）、比恒星形成率（SSFR）和中性氢气（HI）之间的相互作用。我们的研究使用了来自GAMA和SDSS恒星形成星系的光谱数据，以及来自ALCAFA和GASS公共目录的HI检测。我们提出了一个基于Z-SSFR关系的模型，该模型表明，在给定的恒星质量下，根据气体的量，星系将遵循相反的行为。具有大量气体的低质量星系将显示高SSFR和低金属丰度，而具有少量气体的低质量星系将显示较低的SSFR和高金属丰度。相比之下，具有大量气体的大质量星系将显示中等SSFR和高金属丰度，而具有少量气体的大质量星系将显示低SSFR和低金属丰度。使用ALOKFA和GASS对应物，我们发现气体的量与类似恒星质量的星系的Z和SSFR的巨大差异有关。

星系与质量组合（GAMA）：z < 0.06时的星系恒星质量函数

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The galaxy stellar mass function at z < 0.06

我们利用星系与质量集合体（GAMA）巡天前三年的143度^[2]区域确定了低红移场星系恒星质量函数（GSMF）。这次红移测量的星等极限是三分之二的区域r < 19.4等，三分之一的区域r <19.8等。GSMF是从5210个星系的样本使用密度校正的最大体积方法确定的。这有效地克服了数密度与红移之间的波动问题。当H_0 = 70时，GSMF在10^8 ~ 10^11.5 Msun之间可以用双谢克特函数很好地描述，其中质量^* = 10^10.66 Msun，φ_1 ^* = 3.96 x 10^-3 Mpc^-3，α_1 =-0.35，φ_2 ^* = 0.79 x 10^-3 Mpc^-3，α_2 =-1.47。这一结果对于流动模型修正的红移的不确定性比来自较浅的斯隆数字巡天主样本（r < 17.8等）的结果更鲁棒。GSMF的上升也可以直接在i波段和K波段星系光度函数中看到。在GAMA测量体积内精确测量低于10^8兆太阳的GSMF是可能的，但正如预期的那样，需要更深的成像数据来解决低表面亮度星系的贡献。

星系与质量集合（GAMA）：恒星形成历史与恒星质量增长的联系

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Linking Star Formation Histories and Stellar Mass Growth

我们从星系和质量集合体（GAMA）巡天的观测中，给出了低质量（M* < 10^10 Msun）星系中随机恒星形成历史的证据。对于0.05<z<0.32之间的约73，000个星系，我们根据光谱Halpha测量计算了恒星形成率（SFR）和比恒星形成率（SSFR = SFR/M*），并应用来自Balmer递减的尘埃校正。我们发现SSFR对恒星质量的依赖性，使得SSFR随着恒星质量的增加而降低，对于完整的样本，SSFR随着恒星质量的增加而降低。我们使用简单的参数化指数下降的恒星形成的历史，研究恒星形成的时间尺度和形成红移的恒星质量的依赖。我们发现，以前拟合z~1星系样本的参数化方法不能恢复在0.05<z<0.32的GAMA样本中观测到的SSFR和恒星质量的分布。特别是，大量的低质量（M* < 10^10 Msun）星系被观测到具有比这些简单模型在0.05<z<0.32的红移范围内所能解释的更高的SSFR，即使在调用质量依赖的阶段演化时也是如此。对于这样一个大量的星系，以保持低恒星质量，但港口这样高的SSFR，需要一个弱的基本指数下降SFH叠加随机爆发的恒星形成晚发病。

星系与质量集合（GAMA）：输入星表和星-星系分离

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The input catalogue and star-galaxy separation

我们描述了星系和质量大会（GAMA）调查的光谱目标选择。输入星表来自斯隆数字巡天（SDSS）和UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）。目标是测量天球赤道上三个4x12度区域的星系红移，在9h，12h和14.5h，在所有三个区域的星等选择r <19.4，z <18.2和K（AB）<17.6，在12h区域r <19.8。目标密度为每平方米1080人。°的在12 h区域和720/sq.°的在其他地区。GAMA目标的平均密度和面积与已完成和正在进行的星系红移调查进行比较。GAMA巡天实施了一个高度完整的恒星-星系分离，它联合使用了一个强度剖面分离器（根据SDSS，delta（sg）= r波段psf mag-model mag）和一个颜色分离器。色分离器被定义为delta（sg，jk）= J-K-f（g-i），其中f（g-i）是在0.3 <g-i <2.3范围内对恒星轨迹的J-K色的二次拟合。所有被调查的星系群体都很好地分离，delta（sg，jk）> 0.2。从两年的为期三年的AAOmega计划的英澳望远镜，我们已经获得了79599个独特的星系红移。先前已知的GAMA区域的红移使总数达到98497。星系红移的中位数是0.2，其中99%在z <0.5。我们提出了一些全球统计性质的调查，包括K-波段星系计数，颜色红移的关系和初步的n（z）。

星系和质量集合（GAMA）：见证阿贝尔1882星系团的集合

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Witnessing the assembly of the cluster Abell 1882

我们提出了一个组合的光学和X射线分析的丰富的集群阿贝尔1882的目的是确定合并子结构和理解最近的组装历史，这个系统。我们的光学数据包括从星系和质量大会（GAMA）调查中提取的光谱，由于其深度和高光谱完整性，该调查适合这种详细的研究。我们使用283光谱确认集群成员检测和表征的子结构。我们补充的光学数据与X射线数据与钱德拉和XMM。我们的分析表明，A1882有两个主要的组成部分，A1882 A和A1882 B，它们的预测分离度为2 Mpc，视线速度差为v_{los} =-428 km/s。主系统A1882 A的速度色散σ_v= 500 km/s，Chandra（XMM）温度kT=3.57keV（3.31keV）;副系统A1882 B的速度色散σ_v= 457 km/s，Chandra（XMM）温度kT=2.39keV（2.12keV）。光学和X射线对两个系统质量的估计在不确定性范围内是一致的，表明与A1882 B（M_{500} =0.8-1.0x10 ^{14}Msolar）相比，A1882 A（M_{500} =1.5-1.9x10 ^{14} Msolar）的质量是A1882 B的两倍。我们将A1882 A/A1882 B系统解释为在堆芯通过之前观察到的。支持这一解释的是A1882 A和A1882 B的大分离，以及X射线数据中最近（<2Gyr）主要相互作用的证据缺乏。两体分析表明…

星系和质量集合（GAMA）：宇宙网上的晕形成时间和晕集合偏差

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web

我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。

星系与质量集合体（GAMA）：质量-金属丰度关系

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The mass-metallicity relationship

内容：恒星形成星系的质量-金属丰度关系（MMR）是公认的，但对于它的确切形状及其对其他观测值的可能依赖性仍然存在一些分歧。目的：我们在星系和质量大会（GAMA）调查中测量MMR。我们比较我们测得的MMR斯隆数字巡天（SDSS）中测得的，并研究MMR对各种选择标准的依赖性，以确定文献中看到的差异的潜在原因。方法：我们使用强发射线比诊断来获得氧丰度。然后，我们应用一系列的选择标准，在各种发射线的最小信号噪声，以及表观和绝对的幅度，研究推断MMR的变化。结果：MMR的形状和位置可能会因所使用的金属丰度校准和选择而显著不同。在测试中选择了一个稳健的金属丰度校准后，我们发现GAMA中红移为0.061< z<0.35的质量-金属丰度关系与SDSS中发现的一致，尽管探测的光度范围不同。结论：鉴于抽样准则和方法的合理改变会导致产妇死亡率出现重大差异，我们建议在直接比较不同调查和研究的产妇死亡率时应谨慎。我们还得出结论，在GAMA样本内，可能存在超过0.06<z<0.35的适度进化水平。

星系和质量大会（GAMA）：解决环境在星系演化中的作用

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Resolving the role of environment in galaxy evolution

我们目前的观测18个星系的星系和质量大会（GAMA）的调查与螺旋光学积分场单元（IFU）的英澳望远镜。这些星系被选择为具有狭窄的恒星质量范围（6x10^9 Msolar < M* <2x10^10 Msolar），以关注环境的影响。局部星系环境的定量测量使用第五近邻表面密度。我们发现，从IFU数据测量的总恒星形成率（SFR）与从孔径校正GAMA或斯隆数字巡天单纤维观测测量的总SFR一致。平均差异为SFR_GAMA/SFR_IFU = 1.26+/-0.23，sigma=0.90，对于斯隆数字巡天，我们同样发现SFR_Brinchmann/SFR_IFU = 1.34+/-0.17，sigma=0.67。通过研究与环境的关系，我们发现，偏心和偏轴的H α辐射与环境的关系并不显著，在高密度环境（>0.77 Mpc^-2）中，有2/7（29^+20_-11%）的星系存在H α辐射，在低密度环境（<0.77 Mpc ^-2）中，有5/11（45^+15_-13%）的星系存在H α辐射。我们发现恒星形成星系的总恒星形成率与环境之间存在着微弱但不显著的关系。由于我们的样本的大小和分散观察到的，我们不得出一个明确的结论，可能的SFR依赖于环境。检查的H α发射的空间分布，我们发现没有证据的形状或幅度的变化与环境的恒星形成星系的径向轮廓。如果这些观测结果在更大的样本中得到证实，这将推断任何环境驱动…

星系和质量集合（GAMA）：用多目标摄谱仪进行密集观测的最佳平铺

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Optimal Tiling of Dense Surveys with a Multi-Object Spectrograph

提出了一种启发式贪婪算法来有效地绘制空间密集红移测量。在它的第一个应用程序的星系和质量大会（GAMA）的红移调查，我们发现它迅速提高了我们的数据的空间均匀性，并自然地纠正任何空间偏差引入的2dF多目标摄谱仪。我们对GAMA红移测量的最终状态做出了保守的预测，在我们最终分配的时间之后，我们可以相信，即使比典型天气更糟糕的天气影响了我们的观测，我们所有的主要测量要求都将得到满足。

星系和质量集合体（GAMA）：星系中的尘埃遮蔽及其最近的恒星形成历史

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Dust obscuration in galaxies and their recent star formation histories

我们提出了自洽的恒星形成率来自通过泛光谱分析的星系从星系和质量大会（GAMA）调查。我们确定了最合适的形式，通过应用从文献中得出的一系列消光定律适用于Halpha，[O{II}]和UV光度的尘埃遮蔽校正。这些修正被应用于GAMA巡天中z < 0.35的31，508个星系的样本。我们考虑了几种不同的遮蔽曲线，包括银河系，Calzetti（2001）和Fischera和Dopita（2005）曲线，以及它们对观测光度的影响。在这项技术的核心是观察到的巴耳末减量，我们提供了一个处方，应用最佳的模糊校正使用巴耳末减量。我们使用恒星星族合成工具对恒星形成历史（SFH）进行了分析，以研究我们样本星系的演化历史，并了解初始质量函数（IMF）变化的影响及其对星系演化历史的影响。我们发现，R_{v}值为4.5的Fischera和Dopita（2005）遮蔽曲线给出了不同SFR指标之间的最佳一致性。2200 A的特征需要从这条曲线中去除，以获得所有SFR指标之间的完全一致性，这表明该特征在星系发射的平均综合衰减中可能并不常见。我们还发现，紫外尘埃遮蔽强烈依赖于SFR。

星系和质量集合体（GAMA）：在Halalpha光度函数的暗端的星系

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxies at the faint end of the Halpha luminosity function

本文分析了GAMA巡天中最低半光度星系（L_H α <4 × 10^32 W; SFR<0.02 Msun/yr）的性质。这些星系构成了在H α光度函数的暗端所看到的系统数密度中高于谢克特函数的上升部分。在我们的通量极限以上，我们发现这些星系主要由本质上低的恒星质量系统（恒星质量中位数=2.5x10^8兆太阳）组成，其中只有5/90的恒星质量M>10^10兆太阳。低SFR系统主要存在于密度最低的环境中（平均密度约为0.02星系Mpc^-2，密度大于1.5星系Mpc^-2的环境中没有系统）。它们目前的特定恒星形成率（SSFR; -8.5 < log（SSFR[yr^-1]）<-12。与它们有着不同的恒星形成历史是一致的。这些星系的低密度环境表明，这种低质量的恒星形成系统只能保持为低质量和形成恒星，如果它们居住在足够远离其他星系，以避免被吸积，通过潮汐效应分散或通过外部过程使其气体储存变得无效。

星系与质量集合体（GAMA）：中红外性质和来自$WISE$的经验关系

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Mid-Infrared Properties and Empirical Relations from $WISE$

银河与质量集合体（GAMA）调查提供了一个深红移目录，当与宽视场红外探测器（$WISE$）相结合时，我们可以首次探索$^2$到$z\simeq 0.5$ 120度以上的$> 110, 000$星系的中红外特性。在本文中，我们详细介绍了G12和G15场的GAMA- $WISE$星表匹配程序，特别是表征和测量分辨源; GAMA赤道场的全部三个星表将通过GAMA公开发布。多波长测光和光谱学的丰富使我们能够探索光学测定的恒星质量（来自合成的恒星星族模型）和3.4微米和4.6微米WISE测量之间的经验关系。类似地，尘埃校正的α星形成率可以与12微米和22微米的光度进行比较，以量化相关性，这些相关性可以应用于大样本到$z<0.5$。为了说明这些关系的应用，我们使用12微米的恒星形成处方调查的行为，具体的恒星形成内的GAMA-WISE样本，并强调WISE的能力，以检测恒星形成系统在$z\sim0.5$。在星系群内（由一个复杂的朋友的朋友方案确定），结果表明，在100 $\,h^{-1} $ kpc内的邻居星系，平均而言，比具有相同恒星质量的典型GAMA星系低的特定恒星形成率。

星系和质量组装（GAMA）：在z < 0.3时的能量，质量和结构（1 kpc-1 Mpc）的研究

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): A study of energy, mass, and structure (1kpc-1Mpc) at z < 0.3

GAMA巡天现已完成了对25万多个星系（$r<19.8$等）的分光观测，不久将完成对来自GALEX、VST、VISTA、WISE和Herschel的补充全色成像数据的同化。在未来几年中，GAMA场将由澳大利亚平方公里阵列探路者观测，从而可以对低z宇宙（$z<0.3$）中星系的恒星、尘埃和气体质量成分进行完整的研究。科学指令是研究30亿年时间轴上kpc-Mpc尺度的质量、能量和结构分布。这一研究本身既是一项经验研究，也是一项基准资源，可以与数值模拟的结果进行比较。GAMA有三个特别引人注目的方面使它与众不同：完整性，选择性和全色覆盖。非常高的红移完整性（$\sim 98$ \%）允许极其完整和稳健的配对和组目录;简单的选择（$r<19.8$ mag）最小化选择偏差并简化其管理;全色覆盖范围为0.2 $μ$ m -1 m，可以研究单个星系的完整能量分布，定义明确的子样本，和群体聚集（直接或通过堆叠技术）。欲了解更多详情和数据发布，请访问：http://www.gama-survey.org/

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): the clustering of galaxy groups

We explore the clustering of galaxy groups in the Galaxy and Mass Assembly (GAMA) survey to investigate the dependence of group bias and profile on separation scale and group mass. Due to the inherent uncertainty in estimating the group selection function, and hence the group auto-correlation function, we instead measure the projected galaxy--group cross-correlation function. We find that the group profile has a strong dependence on scale and group mass on scales $r_\bot \lesssim 1 h^{-1} \mathrm{Mpc}$. We also find evidence that the most massive groups live in extended, overdense, structures.…

星系与质量集合体（GAMA）的光谱分析

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Spectroscopic analysis

GAMA巡天是一项多波长光度和光谱巡天，使用英澳望远镜上的AAOmega摄谱仪获得280平方度范围内多达30万个星系的光谱，极限星等为r_pet < 19.8 mag.目标星系分布在0<z<0.5范围内，中值红移为z~0.2，尽管红移分布包括少量的系统，主要是类星体，在更高的红移，直到和超过z=1。根据光谱的信噪比，红移的精度范围从sigma_v~ 50 km/s到sigma_v~ 100 km/s。在这里，我们描述GAMA光谱还原和分析管道。我们提出的步骤涉及采取的原始二维光谱图像通过通量校准的一维光谱。所得到的GAMA光谱以R~1300的分辨率覆盖3750<lambda<8850 A的观察波长范围。最终的通量校准通常精确到10- 20%，尽管在极端波长端的可靠性较差，并且在蓝色中比红色更差。我们提出的细节的GAMA光谱中的发射和吸收功能的测量。这些测量通过各种质量控制分析来表征，详细说明了测量的稳健性和可靠性。我们说明的质量的测量与GAMA样品中的星系的基本发射线特性的简要探索。我们证明了亮度依赖的巴耳末衰减，与以前发表的结果一致，并进一步探讨如何巴耳末衰减随星系质量和红移。我们还调查的质量和红移依赖的[NII]/Halpha与[OIII]/Hbeta光谱诊断图，通常用于区分恒星形成和星系核活动。

星系和质量集合体（GAMA）：射电源群偏差到z ~ 1.5的演化

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): The evolution of bias in the radio source population to z ~ 1.5

本文对银河和质量集合体（GAMA）观测区的射电天20厘米射电天甚大阵（VLA）微弱图像（FIRST）进行了大尺度的星系聚类分析，观测范围限于S1.4 GHz >1 mJy，光谱和光度红移极限分别为r < 19.8和r < 22 mag。对于GAMA光谱匹配，我们提出了红移空间和投影关联函数，后者产生的相关长度r 0 ~ 8.2 Mpc/h和线性偏差~1.9在z ~ 0.34。此外，我们使用角两点关联函数w（θ）来确定在更高的红移空间集群的性质。我们发现，在z = 0.3和z = 1.55之间，r 0从~6增加到~14 Mpc/h，在相同范围内，相应的偏置从~2增加到~10。我们的结果与SKADS模拟中在低红移下实施的偏差处方一致，但在z > 1时超过了这些预测。这是一个增加（而不是固定）晕质量和/或AGN分数在较高的红移或更大的典型晕质量更丰富的FRI源的指示。

星系和质量组件（GAMA）：G02领域，Herschel-ATLAS目标选择和数据发布3

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the G02 field, Herschel-ATLAS target selection and Data Release 3

我们描述的数据发布3（DR 3）的星系和质量大会（GAMA）的调查。GAMA巡天是一项光谱红移和多波长测光巡天，在三个赤道区域（G 09、G12、G15）和两个南部区域（G 02和G23）进行，每个区域的纬度为60.0 ° ^2。DR 3包括：首次发布覆盖G 02区域的数据和赤道区域H-ATLAS源数据;更新DR 2中发布的源数据。DR 3包括154809个源，在四个区域具有安全的红移。G 02区域的一个子集在19.5 deg^2的区域内完成了95.5%的红移，r<19.8，有20086个星系红移，与XXL巡天（X射线）和VIPERS（红移巡天）基本重叠。在赤道地区，主要的调查有更高的完整性（98.5%），约75%的H-ATLAS填料目标的光谱也得到了。对于H-ATLAS亚毫米源的可能光学对应物，这个填充样品将光谱红移扩展到比GAMA主巡天深0.8等（r<20.6）。GAMA主巡天或补巡天的H-ATLAS源有25814个星系红移。GAMA DR 3可在调查网站（www.gama-survey.org/dr3/）上查阅。

星系和质量集合体（GAMA）：宇宙网络中的星系光度函数

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The galaxy luminosity function within the cosmic web

我们调查的星系光度函数的几何环境中的星系和质量大会（GAMA）的调查。潮汐张量处方，基于海森的伪引力势，是用来分类的宇宙网络和定义的几何环境：对于一个给定的平滑尺度，我们分类的每一个位置的调查区域，$0.04<{z}<0.26$，无论是空的，一个片，一个丝或一个结。我们考虑如何选择适当的阈值的Hessian的本征值，以分区的星系之间的环境近似均匀。我们发现一个显着的变化，在不同的几何环境之间的星系的光度函数的归一化，其特征在于$ϕ^{*}$在Schechter函数拟合，增加了一个数量级从空洞到结。由$M^*$表征的转换幅度，从空洞到结，大约增亮$0.5$等。然而，我们发现，所观察到的调制可以完全归因于间接的局部密度依赖性。因此，我们没有发现宇宙网对星系光度函数有直接影响的证据。

星系与质量组合（GAMA）：恒星初始质量函数对恒星形成率的依赖

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The star formation rate dependence of the stellar initial mass function

恒星初始质量函数（IMF）描述了恒星形成爆发产生的恒星质量分布。五十多年来，国际货币基金组织大多数研究领域的隐含假设一直是，无论时间和环境如何，它都是普遍的。我们测量的低到中等红移星系的星系和质量大会调查的样本的高质量IMF斜率。大范围的亮度和星系质量的样本允许探索潜在的IMF的依赖关系。一个强大的IMF的恒星形成率的依赖性被发现，这表明，高恒星形成星系形成比例更大质量的恒星（他们有IMF与平坦的幂律斜率）比星系低恒星形成率。这对各种各样的星系演化研究产生了重大影响，所有这些研究都依赖于IMF斜率的假设。我们的结果是支持的，并提供了一个解释，最近的许多探索的结果表明，在国际货币基金组织的变化或演变。

星系和质量集合体（GAMA）：来自校准光度红移的颜色和光度相关的成簇

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Colour and luminosity dependent clustering from calibrated photometric redshifts

我们测量了来自Sloan数字巡天的4，289，223个r < 19.4等的星系的两点角关联函数，作为光度红移、绝对星等和颜色的函数，直到M_r -5logh = -14等。光度红移是由ugriz模型星等和两个Petrosian半径用人工神经网络包ANNz估计的。利用星系和质量大会（GAMA）光谱样本作为我们的训练集。光度学的红移被用来确定绝对星等和颜色。对于我们所有的样本，我们估计潜在的红移和绝对星等分布，使用蒙特卡罗响应。这些红移分布被用于林伯方程中，以从幂律拟合到角关联函数来获得空间关联函数参数。我们证实，在小尺度下，在所有的红移仓中，与~L* 红星系相比，sub-L* 红星系的聚集强度增加，而对于蓝色种群，相关长度几乎与~L* 星系的光度无关，并且更暗。相对偏差与对数光度之间存在线性关系，线性范围为L~0.03L*。我们发现，L* 布居的偏置对红移的依赖关系可以用Tegmark & Peebles（1998）的被动演化模型来描述。对我们的r < 19.4的SDSS星系样本的随机样本进行目视检查，发现大约10%是虚假的，由于附近星系的过度去混，对非常微弱的绝对星等的污染率更高。我们在聚类分析中校正了这种污染。

星系与质量集合（GAMA）：H $α$恒星形成星系的二元函数

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Bivariate functions of H$α$ star forming galaxies

本文给出了从星系和质量大会（GAMA）巡天中得到的H $α$恒星形成星系的二元光度和恒星质量函数。虽然在广阔的天空区域对伽马射线进行光学深光谱观测可以探测到大量的$0.001<{SFR}_{Hα}$（M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）$<100$星系，但在从$r$波段星等有限巡天中选择的目标中进行H $α$探测的要求导致了由于缺少光学暗淡的恒星形成星系而导致的不完整性。使用$z<0.1$二元分布作为参考，我们的模型较高的$z$分布，从而近似校正失踪的光学暗淡的恒星形成星系的本地SFR和恒星质量密度。进一步，我们从二元低频函数出发，得到了H $α$恒星形成星系的$r$带低频函数和恒星质量函数。由于我们的样本是根据检测到的H $α$发射（一种正在进行的恒星形成的直接示踪物）选择的，因此该样本代表了一个真正的恒星形成星系样本，并且是从光度分类的蓝色和红色子种群中提取的，尽管大部分来自蓝色种群。在所有恒星质量的红星系中，平均有20-30%是恒星形成的，这意味着这些星系可能是尘埃恒星形成系统。

星系与质量集合体（GAMA）：卫星星系的红色部分和径向分布

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the red fraction and radial distribution of satellite galaxies

我们使用星系和质量大会调查的一部分数据，研究了红移范围为0.01 < z < 0.15的孤立宿主周围的卫星星系的性质。利用隔离和卫星标准，考虑到恒星质量的估计，我们发现3514孤立的星系，其中1426主机共2998颗卫星。分离卫星和主机的红色和蓝色人口，使用颜色质量图，我们调查卫星星系的径向分布，并确定卫星的红色部分如何作为卫星质量，主机质量和投影距离的函数而变化。比较红色部分的卫星控制样本的小邻居在更大的投影半径，我们表明，红色部分的增加主要是主机质量的函数。11.0 <logM * < 11.5的寄主，其卫星红组分比对照高0.2左右，而10.0 <logM * < 10.5的寄主，其红色组分与对照无差异。对于更大质量主机的卫星，红色部分也随着投影距离的减小而增加。我们的研究结果表明，可能的主要机制淬火恒星形成的卫星托管孤立星系是扼杀。

星系和质量组装（GAMA）：通过宇宙中最大质量的星系测试星系形成模型

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Testing galaxy formation models through the most massive galaxies in the Universe

我们已经分析了在过去的30亿年里，使用来自星系和质量大会调查的883个星系的大样本，Brilliant Group Galaxies和Brilliant Cluster Galaxies（BGG/BCGs）的增长。通过比较动力学质量相近的星系团和星系团中BGG和BCG的恒星质量，我们发现红移$z=0.27$和$z=0.09$之间没有显著的增长。我们还研究了具有线发射的BGG/BCGs的数量，发现大约65%的BGG/BCGs在发射中显示H $α$。从准确恢复必要的光谱线的星系（54%的样本），我们发现，其中一半（即27%的样本）港口正在进行的恒星形成率高达$10\,$ M $_{\odot}$年$^{-1}$，和另一半（即27%的样本）有一个活跃的核心（AGN）在中心。BGG更有可能有正在进行的恒星形成，而BGG显示出更高比例的活动星系核活动。通过检查BGG/BCG相对于其宿主暗物质晕的位置，我们发现其中约13%的BGG/BCG并不位于暗物质晕的中心。这可能是最近集群与集群合并的一个指标。我们的结论是，BGG和BCGs获得的恒星质量迅速在较高的红移半解析模型预测，在低的红移温和放缓。

星系和质量集合（GAMA）：投影星系聚类

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Projected Galaxy Clustering

我们测量了GAMA II巡天中180度$^2$赤道区星系的投影2点关联函数，对于z = 0.0和z=0.5之间的四个不同的红移切片。为了做到这一点，我们进一步发展了科尔（2011）的方法，产生合适的随机目录的计算关联函数。我们发现，更多的r波段发光，更大的质量和更红的星系更集群。我们还发现，在小于~3 $h^{-1}$ Mpc的尺度上，红星系具有较强的成团性。我们比较了两个不同版本的GALFORM星系形成模型，莱西等人（在准备）。和Gonzalez-Perez et al.（2014），并发现模型再现了更大质量星系的更强集群趋势。然而，模型预测的蓝色星系的集群，可以错误地预测的关联函数在小尺度上，并在我们的样本的星系与~3 $L_r$的集群预测。我们提出了可能的途径来探索，以提高这些聚类- ING预测。本文中提出的测量结果可以用于测试其他星系形成模型，我们在线提供测量结果以促进这一点。

星系和质量集合：通过焦散分析估算星系群质量

Galaxy And Mass Assembly: Estimating galaxy group masses via caustic analysis

我们使用一种最初由Diaferio & Geller（1997）开发的改进的焦散质量估计算法，为星系和质量组装星系群目录（GAMA G3 Cv1）中的所有星系群生成了互补晕质量估计。我们校准的算法，将其应用于一系列的9 GAMA模拟星系光锥，并研究使用不同的定义组中心和大小的影响。我们选择一组参数，提供中位数无偏的质量估计时，在模拟测试，并生成质量估计的真实组目录。我们发现，平均而言，焦散质量估计与动力学质量估计在90.8 +/- 6.1%组的2个因子内一致，并且在G3 CV1探测的全部质量范围内，与基于速度弥散的高和低多重性组的质量估计相比同样好。

星系和质量集合体（GAMA）：自动光谱红移测量，置信度和误差

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): autoz spectral redshift measurements, confidence and errors

银河系和质量大会（GAMA）调查已经获得了超过230000个目标的光谱使用英澳望远镜。为了使红移测量均匀化并提高可靠性，开发了一个全自动红移代码（autoz）。使用互相关方法对吸收线和发射线光谱进行测量。高通滤波后的光谱中的大偏差被部分剪切，以便对未校正的伪影具有鲁棒性，并降低给予单线匹配的权重。开发了一个单一的品质因数（FOM），将所有模板匹配置于类似的置信度上。红移置信度作为FOM的函数，采用极大似然法重复观测目标，用双曲正切函数拟合。该方法可以适用于其他大型星系红移调查提供强大的自动红移。在GAMA巡天中，红移的可靠性有了很大的提高，红移的不确定性也降低了，平均速度不确定性为33 km/s。

星系与质量集合：恒星质量的估算

Galaxy And Mass Assembly: Stellar Mass Estimates

本文介绍了第一个星系与质量大会（GAMA）光谱红移巡天中的中等红移（z < 0.65）星系的光度学恒星质量估算目录。这些质量，以及全套的辅助恒星星族参数，将作为GAMA数据发布2的一部分公开。尽管GAMA数据库确实包括近红外测光，但我们表明，当包括这些近红外数据时，我们的恒星星族合成拟合的质量明显较差。此外，对于很大一部分星系，从光学加近红外测光推断的恒星星族参数与仅从光学数据推断的参数在形式上不一致。这可能表明我们的恒星星族库中存在问题，或近红外数据问题，或两者兼而有之;这些问题将在未来版本的星表中得到解决。目前，我们选择只根据光学光度测量来估算恒星质量。鉴于我们决定忽略现有的近红外数据，我们研究如何以及恒星质量可以约束光数据的基础上。我们使用的一般属性的恒星星族合成模型，以证明，restframe颜色单独在原则上是一个很好的估计恒星的质量-光比，M*/李。此外，我们使用真实GAMA星系的restframe（g-i）和M*/Li之间的观测关系来论证，恒星演化模型本身的模不确定性，（g-i）颜色在实践中可以用来估计M*/Li，精度< ~0.1 dex。这种“经验校准”的（g-i）-M*/Li关系提供了一种简单而透明的方法，可以根据最少的数据估计星系的恒星质量，因此为其他调查提供了坚实的基础，可以将其结果与GAMA的z < ~0.4测量结果进行比较。

星系和质量组装（GAMA）：星系群中没有恒星质量分离，以及来自GALFORM和EAGLE模拟的一致预测

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The absence of stellar mass segregation in galaxy groups and consistent predictions from GALFORM and EAGLE simulations

我们调查有争议的问题的存在，或缺乏卫星的质量分离星系群使用星系和质量大会（GAMA）调查，半解析和鹰宇宙学流体动力学模拟星系群目录。我们选择具有晕质量$12 \leqslant \log(M_{\text{halo}}/h^{-1}M_\odot) <14.5$和红移$z \leqslant 0.32$的群，并探测恒星质量的径向分布到群维里半径的两倍。所有的样本都是精心构造的，在每个红移范围内的恒星质量是完整的，并努力规范化所有数据的分析。我们的研究表明，在绝对梯度为$\lesssim0.08$ dex的星系群环境中，质量分离可以忽略不计，而且也没有任何红移演化。此外，我们发现，我们的结果至少对GAMA数据是强大的不同的晕质量和集团中心的估计。此外，EAGLE的数据使我们能够探测更微弱的光度（$r$ -带星等为22），以及调查的三维空间分布与固有的晕属性，超出了目前的观测数据可以提供。在这两种情况下，我们发现，较暗的EAGLE数据显示在$z \leqslant 0.22$非常温和的空间质量分离，这是再次不明显，在较高的红移。有趣的是，我们的结果与斯隆数字巡天的一些早期发现形成了对比。我们调查了分歧的来源，并认为组查找算法之间的细微差异可能是根本原因。

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Tracing galaxy environment using the marked correlation function

We investigate how different galaxy properties - luminosities in u, g, r, J, K-bands, stellar mass, star formation rate and specific star formation rate trace the environment in the local universe. We also study the effect of survey flux limits on galaxy clustering measurements. We measure the two-point correlation function (2pCF) and marked correlation functions (MCFs) using the aforementioned properties as marks. We use nearly stellar-mass-complete galaxy sample in the redshift range 0.1 < z < 0.16 from the Galaxy And Mass Assembly (GAMA) survey with a flux limit of r < 19.8. Further, we imp…

Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：星系群 HI 质量作为晕质量的函数

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The group HI mass as a function of halo mass

本研究基于 GAMA 光学选星系群与 ALFA HI 数据，结合直接探测和 345 个星系群光谱叠加，测定 HIHM 关系并校正 Eddington 偏置，结果与既往研究及 SHARK、IllustrisTNG 模拟一致。

星系和质量集合体（GAMA）：0.013 < z < 0.1宇宙光谱能量分布从0.1微米到1毫米

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The 0.013 < z < 0.1 cosmic spectral energy distribution from 0.1 micron to 1mm

我们使用GAMA I数据集，结合GALEX、SDSS和UKIDSS成像，在3.4 x 10^5（Mpc/h）的单井约束体积^{3}内，构建了FUV、NUV、ugriz和YJHK波段的低红移（z<0.1）星系光度函数。导出的光度分布归一化到SDSS DR 7主调查，以减少估计的宇宙方差到5%的水平。这些数据被用来构建宇宙光谱能量分布（CSED）从0.1到2.1 \mum从任何波长依赖的宇宙方差的椭圆和非椭圆人口。这两个人群表现出显着不同的CSED，如预期的主要是老年人和年轻人的人口分别。使用Driver等人（2008）对方位角平均光子逃逸分数的处方，针对尘埃衰减的影响校正非椭圆，并构建组合CSED。最终结果显示，宇宙目前正在产生（1.8 +/- 0.3）x 10^{35} h W Mpc^{-3}，其中（1.2 +/- 0.1）x 10^{35} h W Mpc^{-3}直接释放到星系间介质中，（0.6 +/- 0.1）× 10^{35} h W Mpc^{-3}在远红外区被尘埃再加工和再辐射，利用GAMA数据和我们的尘埃模型，我们预测了中、远红外辐射，与现有数据吻合得非常好。因此，我们提供了一个强大的描述前和后尘埃衰减的能量输出附近的宇宙从0.1微米到0.6毫米。在这种测量中最大的不确定性在于中红外和远红外波段的尘埃衰减校正，其目前约束环境，恒星质量和形态的依赖性差。

星系与质量集合体（GAMA）：通过模型分析研究星系的结构（SIGMA）

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Structural Investigation of Galaxies via Model Analysis (SIGMA)

我们提出了单Sérsic二维模型适合于167，600个星系，这些星系使用来自GAMA数据库的重新处理的Sloan数字巡天数据第七版（SDSS DR 7）和UKIRT红外深空巡天大面积巡天（UKIDSS-LAS）成像数据在ugrizYJHK带通中独立建模。为了促进这项研究，我们开发了SIGMA，一个R包装器，围绕着几个当代天文学软件包，包括Source Extractor，PSF Extractor和GALFIT 3。SIGMA为GAMA中的每个星系生成逼真的2D模型，采用自动自适应背景减除和经验PSF测量。利用这些结果，我们定义了一个共同的覆盖范围，在三个GAMA地区包含138，269个星系。我们提供的Sérsic星等在10 re处截断，对于低Sérsic指数系统（n < 4），它与SDSS Petrosian和GAMA光度学有很好的一致性，而对于高Sérsic指数系统（n > 4），光度学有很大的改进，在r波段恢复了Δm = 0.5的星等。本文采用K波段Sérsic指数/u-r色关系来划分大质量（n > 2）早型星系（ETG）和晚型星系（LTG）。这些ETG的平均Sérsic折射率随波长变化平稳，从g到K增加30%。LTG在Sérsic指数上表现出更极端的变化，在同一范围内增加了52%。此外，ETG和LTG的半光半径从g到K分别减小了38%和25%。这些趋势的出现是由于尘埃衰减和…

星系和质量集合（GAMA）：星系群晕质量的极大似然弱透镜效应

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): The halo mass of galaxy groups from maximum-likelihood weak lensing

我们提出了一个极大似然弱透镜分析的质量分布在光学选择的光谱星系群（G $^3$ CV 5）的星系和质量大会（GAMA）的调查，使用背景斯隆数字巡天（SDSS）测光星系。本文研究了晕质量$M_h$与各种群观测量的标度关系。我们的主要结果是：1）晕质量与星系群光度、维里体积和中心星系恒星质量的关系$M_\star$与Millennium $Λ$ CDM N体模拟中GALFORM半解析星系形成模型的模拟星系群星表的预测结果吻合得很好; 2）晕质量与速度频散和投影半丰度半径的实测关系与模拟预测相比显示出弱张力，暗示了模拟星系动力学及其小尺度分布中的问题; 3）由弱透镜测量的中值$M_h|M_\star$对固定$M_h$时$M_\star$的对数正态色散的依赖性比对中值$M_\star|M_h$的依赖性更强。我们的测量表明$σ_{\log(M_\star)}\sim 0.15$的内在分散性; 4）将我们的质量估计与目录中的质量估计进行比较，我们发现G $^3$ Cv 5质量在用于选择组样本的子集时会给出有偏差的结果。在我们使用弱透镜测量校准的各种新的晕质量估计中，组光度是组质量的最佳单代理估计。

潮汐环境对GAMA中星系成团性的影响

Impact of tidal environment on galaxy clustering in GAMA

本文利用GAMA巡天数据，结合二点相关函数和Voronoi体积函数，在暗晕模型中引入潮汐环境相关的组装偏差参数，探测到卫星和中央星系的组装偏差，并发现其会降低增长率估计且与Planck约束产生张力，凸显了星系形成建模对宇宙学推断的重要性。

星系与质量集合（GAMA）：从小尺度星系团看星系相互作用的特征

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the signatures of galaxy interactions as viewed from small scale galaxy clustering

星系-星系相互作用的统计研究经常利用祖先物理性质的净变化作为其核之间的分离的函数来追踪其相互作用的强度和可观察的时间尺度。在这项研究中，我们使用两点自动，交叉和标记关联函数调查在何种程度上的小尺度成团性质的恒星形成的星系可以用来获得物理洞察星系星系之间的相互作用的相似的光学亮度和恒星质量。从高度空间完整的星系和质量组装（GAMA）调查中得出的Halalpha恒星形成者显示，在小的分离上集群增加。此外，成团强度与光学亮度和恒星质量有很强的相关性，其中（1）在给定的距离下，光学较亮的星系成团幅度大于光学较暗的星系，（2）小尺度成团特性（例如强度，恒星形成星系的信号相对于基准幂律平台（fiducial power law plateaus）的尺度似乎随着星系光学亮度的增加而不同。根据交叉和标记相关分析，前一个结果在很大程度上是由光学明亮的恒星形成星系中增加的尘埃含量驱动的。后者可以被解释为相互作用尺度和星系光学亮度之间的相关性的证据，其中光学明亮的恒星形成者之间的相互作用的物理证据，可能托管在相对大质量的晕中，比光学暗淡的恒星形成者之间的分离更大。

星系与质量集合体（GAMA）：寻找Milky-Way麦哲伦云类似物

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): In Search of Milky-Way Magellanic Cloud Analogues

分析所有星系和质量集合体（GAMA）星系在银河系恒星质量（MW）的2倍（+/- 0.3 dex）内，有11.9%的机会，这些星系中的一个将有一个近伴星（在70 kpc的投影距离和400 km/s的径向距离内），至少与大麦云（LMC）一样大。在3.4%的水平上，两个至少和小麦哲伦星云（SMC）一样大的亲密同伴是罕见的。在GAMA中发现了两个完全类似于MW-LMC-SMC系统的星系（所有星系都是晚型星系和恒星形成星系），这表明这种紧密结合的晚型恒星形成星系是罕见的：只有0.4%的MW质量星系（在我们可以观察到LMC和SMC的范围内）具有这样的系统。总之，MW-LMC-SMC系统是一个2.7？事件（当转换为高斯统计时）。使用互相关比较，我们发现，有一个优先选择的SMC-LMC二元对类似物位于2 Mpc的范围内的不同的亮度组。有一个特别的偏好是这样的双星位于LG光度系统附近。当这些组被细分为小星等间隙和大星等间隙子集时，双星更喜欢与小星等间隙系统在空间上相关联。这些系统在动力学上的进化程度会降低，但仍然提供相同数量的引力暗物质。这表明像SMC-LMC这样的双星可能是短暂的系统，通常在剧烈的合并事件中被摧毁。详细的一个特别引人注目的类似物的MW-SMC-LMC和M31复合物包括在内。

星系与质量集合（GAMA）：$z=0$凸起、盘和球状体的$\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$关系

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): $\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$ relations of $z=0$ bulges, discs and spheroids

我们进行自动化的隆起+光盘分解样本的$\sim$ 7500星系从星系和质量大会（GAMA）调查的红移范围为0.002 $<$ z $<$ 0.06使用SIGMA，围绕GALFIT 3的包装。为了实现强大的轮廓测量，我们使用一种新的方法，反复拟合的星系，改变输入参数的输入参数空间的大部分样本。使用这种方法，我们显着降低灾难性的故障率，并验证独立于$χ^2$的拟合的置信度。此外，使用最终拟合值的中位数以及16个$^{th}$和84个$^{th}$百分位数可以产生比GALFIT提供的误差估计值更真实的误差估计值，而GALFIT已知被低估了。我们利用分解的结果分析了球状体、球状体和球状体的质量-半光半径关系。我们进一步研究了组件与父盘或椭圆关系的关联，以提供明确的$z=0$盘和球体$\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$关系。我们得出结论，比较我们的本地光盘和球体$\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$模拟数据从EAGLE和高红移数据从CANDELS-UDS。我们展示了在这两种情况下使用质量大小关系来研究星系演化的潜力，但要注意，为了进行公平的比较，所有数据集都需要以相同的方式进行处理和分析。

星系与质量集合（GAMA）：z $<$ 0.1星系的质量-尺寸关系，按Sérsic指数、颜色和形态细分

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): mass-size relations of z$<$0.1 galaxies subdivided by Sérsic index, colour and morphology

我们使用的数据从星系和质量大会（GAMA）调查的红移范围0.01 $<$ z $<$ 0.1（8399星系在$g$ $K_s$带）推导出恒星质量$-$半光半径关系的各种部门的“早期”和“晚期”型样本。我们发现早期和晚期之间的划分选择（即，颜色、形状、形态）不是特别关键的，然而，所采用的质量限制和样品选择（即，小心地排除异常值和使用稳健的拟合方法）是重要的。特别是我们注意到，对于延伸到低恒星质量极限（$<10^{10}\mathcal{M_{\odot}}$）的样品，Sérsic指数双峰，明显的高质量系统，变得不那么明显，不再作为一个可靠的分离器的早期和晚期系统。最后一组恒星质量$-$半光半径关系的各种星系人口子集在10个波段（$ugrizZYJHK_s$）的报告，并打算提供一个全面的低z基准的许多正在进行的高z研究。探索恒星质量$-$半光半径与波长的关系的变化，我们证实了早期的发现，星系出现在较长的波长更紧凑，虽然在一个较小的水平比以前指出的：在$10^{10}\mathcal{M_{\odot}}$螺旋系统和椭圆显示的大小减少13%，从$g$到$K_s$（这是近线性的对数波长）。最后，我们注意到，这项工作中使用的尺寸是从2D Sérsic光轮廓拟合（使用GALFIT 3）得出的，即，椭圆形半长半光半径，改进了基于圆形孔径的早期低Z基准。

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Mid-infrared properties as tracers of galaxy environment

We investigate how different mid-infrared (mid-IR) properties of galaxies trace the environment in which the galaxies are located. For this purpose, we first study the dependence of galaxy clustering on the absolute magnitude at 3.4 $μ$m and redshift. Then, we look into the environmental dependence of mid-IR luminosities and the galaxy properties derived from these luminosities. We also explore how various infrared galaxy luminosity selections influence the galaxy clustering measurements. We use a set of W1 (3.4 $μ$m) absolute magnitude ($M_\text{W1}$) selected samples from the Galaxy and Mass…

星系和质量大会（GAMA）：星系近配对，合并和恒星质量的未来命运

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxy close-pairs, mergers, and the future fate of stellar mass

我们使用GAMA-II红移样本的一个高度完整的子集来充分描述10^8 Msun和10^12 Msun之间的密偶和合并的恒星质量依赖性。利用这种拟合的解析形式，我们研究了在所有质量比下，吸积到更大质量星系上的恒星总质量。取决于我们选择稳健合并系统的保守程度，合并到更大质量同伴上的质量分数为2.0%-5.6%。使用GAMA-II的数据，我们没有看到显着的证据表明，在红移之间的近对分数的变化$z = 0.05-0.2$。然而，我们发现一个系统的更高比例的星系在类似的质量密对相比，发表的结果在一个类似的红移基线。使用一个纲要的数据和功能$γ_M =A(1+z)m$预测的主要密对分数，我们发现拟合参数的$A = 0.021 \pm 0.001$和$m = 1.53 \pm 0.08$，这代表了更高的低红移归一化和较浅的幂律斜率比最近的文献值。我们发现，在原位恒星形成与星系合并的相对重要性是负相关的，恒星形成占主导地位，除了恒星材料低于Mstar和合并吸积事件占主导地位超越Mstar。我们发现，合并有一个可衡量的影响，在整个范围内的GSMF，表现为加深的下降在GSMF在未来的Gyr和Mstar的增加多达0.01-0.05 dex。

星系和质量集合体（GAMA）：星系环境和恒星形成率变化

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxy environments and star formation rate variations

我们提出了一个详细的调查星系环境的影响，其恒星形成率（SFR）使用星系和质量大会调查（GAMA）中观察到的星系。我们使用三个独立的体积有限的样本的星系内z < 0.2和Mr <-17.8。我们调查了已知的SFR密度关系，并详细探讨了SFR对恒星质量和密度的依赖性。我们表明，SFR密度的趋势是可见的，只有当我们包括被动星系人口随着恒星形成人口。当我们只考虑星系的恒星形成人口时，这种SFR密度关系是不存在的，与以前的工作一致。虽然有很强的依赖性EWH？a在密度方面，我们发现，与以前的研究一样，这些趋势主要是由于被动星系的人口，而在考虑“恒星形成”星系样本时，这种关系是不存在的。我们发现，恒星质量有最强的影响SFR和EWH？a环境对恒星形成种群的恒星形成特性没有显著影响。我们还表明，SFR密度的关系是不存在的早期和晚期型恒星形成星系。我们的结论是，恒星质量对星系当前的SFR影响最大，任何环境效应都无法检测到。密度的趋势是由于密度的变化形态分数的观察意味着时间尺度必须是非常短的任何淬火的SFR在下落星系。另外，星系实际上可能主要经历原地演化，其中星系从场到致密环境的坠落和淬灭不是主要的演化模式。

GAMA全色巡天

The GAMA Panchromatic Survey

银河系和质量集合巡天（GAMA）已经运行了近5年，收集了5个天空区域的光谱红移，总面积为300平方度，深度为r<19.8 mag. The调查已经积累了超过225，000个红移，使其成为继SDSS和BOSS调查之后的第三大红移活动。这项调查有两个独特的特点：（1）完整和均匀的采样，达到固定的通量极限（r<19.8等）不管由于多次访问每个天空区域而导致的星系聚集，都能够构建高保真度的星系群和星系对目录，（2）与各种成像活动协调，这些活动共同从紫外线电磁光谱中采集极宽范围的样品（GALEX）通过光学（VST KIDS）、近红外（VISTA VIKING）、中红外（WISE）、远红外（Herschel-Atlas）、1米（GMRT）以及最终的20厘米连续谱和静止帧21厘米线测量（ASKAP DINGO）。除ASKAP活动外，所有多波长方案要么已经完成，要么处于观测的最后阶段，紫外-远红外数据预计将在2013年底前完全合并。这篇文章提供了一个即将到来的全色数据库的简要介绍，该数据库最终将包括380，000个星系的27个波段的测量或上限。GAMA DR 2计划于2013年1月底发布。

星系与质量组装（GAMA）：恒星质量与动力学质量关系 II. 本动速度

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Stellar-to-Dynamical Mass Relation II. Peculiar Velocities

本研究提出质量超平面（MH）作为线性距离指示器，证明不同类型星系遵循同一经验MH，测量了2496个近邻星系的本动速度，验证了其精度与基本平面相当，为未来巡天的距离测量提供了新方法。

银河系和质量集合（GAMA）：全色数据发布（远紫外-远红外）和低z能量预算

Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Panchromatic Data Release (far-UV --- far-IR) and the low-z energy budget

我们提供GAMA全色数据发布（PDR），包括从远紫外到远红外的21个波段的测光成像超过230度$^2$。这些数据补充了我们超过30万个星系的光谱活动，并从各种设施的观测中汇编而成，包括：GALEX，SDSS，VISTA，WISE和Herschel，GAMA区域目前正在由VST进行调查，并计划由ASKAP进行观测。这些数据被处理成一个共同的天体测量解决方案，从该解决方案中获得了221，373个r<19.8 mag.的星系的测光。提供在线工具，以访问和下载数据剪切，或每个波段中GAMA区域的完整马赛克。我们特别关注VISTA Viking数据的减少和分析，并与早期的数据集（即，2 MASS和UKIDSS），然后将数据合并并检查其完整性。导出21波段测光表后，我们用能量平衡程序MAGPHYS对数据进行拟合。这些测量然后被用来获得宇宙的0.1-500 $μ$ m能量输出的第一个完全经验测量。通过对0.3-1.1Gyr、1.1- 1.8Gyr和1.8- 2.4Gyr三个时间段的宇宙光谱能量分布（CSED）的研究，我们发现宇宙目前正在产生$(1.5 \pm 0.3) \times 10^{35}$ h $_{70}$ W Mpc $^{-3}$，而$(2.5 \pm 0.2) \times 10^{35}$ h $_{70}$ W Mpc $^{-3}$ 2.3~Gyr前的生成量是低的.更重要…

KiDS+GAMA: The weak lensing calibrated stellar-to-halo mass relation of central and satellite galaxies

We simultaneously present constraints on the stellar-to-halo mass relation for central and satellite galaxies through a weak lensing analysis of spectroscopically classified galaxies. Using overlapping data from the fourth data release of the Kilo-Degree Survey (KiDS), and the Galaxy And Mass Assembly survey (GAMA), we find that satellite galaxies are hosted by halo masses that are $0.53 \pm 0.39$ dex (68\% confidence, $3σ$ detection) smaller than those of central galaxies of the same stellar mass (for a stellar mass of $\log(M_{\star}/M_{\odot}) = 10.6$). This is consistent with galaxy format…