Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Most Isolated GAMA Galaxies
University of Bristol（布里斯托大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（芬兰埃索天文学中心，图尔库大学）；Department of Physics and Astronomy, Botswana International University of Science and Technology（博茨瓦纳国际科学与技术大学物理与天文系）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Macquarie University（麦考瑞大学）
基于GAMA巡天和客观孤立性度量，研究最孤立星系的物理特征，发现孤立星系多为蓝色盘状恒星形成星系，但性质有重叠；控制质量后，孤立与成群恒星形成星系无差异，表明其演化由内部过程主导。
2026-09-25 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): maximum likelihood determination of the luminosity function and its evolution
我们描述了对Cole（2011）的联合逐步极大似然方法的修改，以便同时拟合GAMA-II星系光度函数（LF），校正径向密度变化，以及其随红移的演化。整个样品与亮度（Qe）和密度（Pe）演化参数Qe，Pe = 1.0，1.0相当好地拟合，但具有显著的简并特征，Qe = 1.4 - 0.4Pe。正如预期的那样，蓝色星系比红色星系表现出更大的光度密度演化。我们提出了进化校正的R波段LF的整个样本和蓝色和红色的子样本，使用彼得罗和Sersic的幅度。彼得罗相星等错过了相当一部分的流量de Vaucouleurs档案星系：Sersic LF是大大高于彼得罗相LF在明亮的一端。
2015-05-05 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxy colour gradients versus colour, structure and luminosity
使用单分量适合SDSS/UKIDSS图像的星系在G 09区域的GAMA调查，我们研究径向颜色梯度的星系人口。我们使用MegaMorph分析星系光剖面提供的多波长信息来计算固有的颜色梯度，并分为6个子样本分裂的整体Sérsic指数（$n$）和星系的颜色。我们发现一个双峰的颜色梯度的高和低的$n$星系在所有波段，这与整体星系光度。因此，颜色梯度的全球趋势是由一些不同星系群的对比行为结合而成的。普遍存在的强负色梯度支持了蓝色低$n$星系通过气体吸积而由内向外生长的图像，以及红色高$n$星系通过干燥的次要合并而由内向外生长的图像。一个例外是蓝色的高氮人口，与耗散的主要合并的属性指示。
2016-08-11 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): $\mathbf{z \sim 0}$ Galaxy Luminosity Function down to $\mathbf{L \sim 10^{6}~L_\odot}$ via Clustering Based Redshift Inference
在这项研究中，我们提出了一个新的实验设计，使用基于集群的红移推断，以测量从$L \sim 10^{11.5}$到$ 10^6 ~ \mathrm{L}_\odot$的5.5年的演变星系光度函数（GLF）。我们使用来自星系和质量大会（GAMA）调查和千度调查（KiDS）的数据。我们推导出红移分布在箱的视星等的限制的GAMA-KiDS测光目录：$m_r \lesssim 23$ ;超过十年的亮度超出了限制的GAMA光谱红移样本通过基于聚类的红移推断。这种技术使用已知红移的参考集（在我们的情况下，主要的GAMA样本）的空间互相关统计来推导出目标系综的红移分布。对于红移分布的校准，我们使用一个简单的参数化与自适应归一化因子的间隔$0.005 < z < 0.48$，以获得集群红移的结果。我们发现，GLF有一个相对恒定的幂律斜率$α\approx -1.2$为$-17 \lesssim M_r \lesssim -13$，然后出现急剧陡峭的$-13 \lesssim M_r \lesssim -10$。这种上升似乎是球状星团（GC）接管主导源计数作为光度的函数的地方。因此，我们已经映射了整个范围的$z \sim 0$场星系人口的GLF从最明亮的星系下降到GC规模。
2021-11-03 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): impact of the group environment on galaxy star formation
我们探讨如何集团环境可能会影响恒星形成星系的演化。我们选择了1197星系和质量大会（GAMA）集团在$0.05\leq z \leq 0.2$和分析投影相空间（PPS）图，即作为投影组中心半径的函数的星系速度，作为一个本地的环境度量在低质量晕制度$10^{12}\leq (M_{200}/M_{\odot})< 10^{14}$。我们研究了恒星形成群星系的性质，探讨了恒星形成率（SFR）与径向距离和恒星质量的关系。我们发现，恒星形成集团成员的分数是较高的PPS地区占主导地位的最近吸积星系，而被动星系占主导地位的维里化区域。我们观察到一个小的下降，在特定的SFR的恒星形成的星系对集团中心的一个因素$\sim 1.2$相对于场星系。类似的集群的研究，我们得出结论，低质量的晕，恒星形成的星系团代表了一个下降的人口从外地的晕，并显示抑制恒星形成。
2018-03-13 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Low-redshift Quasars and Inactive Galaxies Have Similar Neighbors
利用GAMA巡天数据比较低红移类星体与同质量同红移非活动星系周围邻居的性质，发现二者无显著差异，表明类星体活动对邻居影响很小，核活动更可能由内部过程触发。
2023-02-20 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): 'No Smoking' zone for giant elliptical galaxies?
我们研究了来自星系和质量大会（GAMA）的动态弛豫和非弛豫星系群样本中最大质量星系的射电辐射。星系群的动力学状态由最亮星系群的恒星优势来定义，例如两个最亮成员之间的光度差距，以及最亮星系群的位置与星系群的光度质心之间的偏移。我们发现，最大质量的星系群中的射电光度强烈地依赖于它的环境，这样，最明亮的星系群在动态年轻（不断发展）的群体是一个数量级更明亮的无线电比那些具有类似的恒星质量，但居住在动态老（放松）组。这一观察结果已成功地再现了一个新开发的半分析模型，使我们能够探索这些发现的各种原因。我们发现，在观测到的动态年轻的群体中的射电大声最亮的群体星系的比例是2倍，在动态老群体。我们讨论了星系合并和超大质量黑洞吸积率的背景下，这种观测约束对中央星系性质的影响。
2018-04-15 astro-ph.GA
The Nature of Massive Transition Galaxies in CANDELS, GAMA, and Cosmological Simulations
我们探讨了观测和理论上的限制，星系之间的“恒星形成的主要序列”（SFMS）和不同的“平静度”之间的过渡到$z=3$。我们的分析是集中在星系与恒星质量$M_*>10^{10}M_{\odot}$，并使GAMA和CANDELS观测，半解析模型（SAM）的星系形成，和宇宙学流体动力学“放大”模拟动量驱动的活动星系核反馈。在观测和SAM中，过渡星系倾向于具有中等的Sérsic指数，半光半径和表面恒星质量密度，与$z=3$以外的恒星形成和静止星系相比。我们把观测上限的平均人口过渡时间尺度的函数的红移，发现平均高红移星系是在一个“快车道”淬火，而平均低红移星系是在一个“慢道”淬火。我们定性地确定了四个物理起源的情况下，过渡星系的SAM：振荡的SFMS，慢淬火，快淬火和复兴。在SAM和流体动力学模拟淬火的时间尺度是不够快，重现静态人口，我们在$z\sim3$观察。在SAM中，我们没有发现一个明确的形态依赖的淬火时间尺度，但我们预测，平均恒星年龄，冷气分数，SMBH质量，过渡星系的晕质量往往是中间相对于恒星形成和静止星系在$z<3$。
2017-07-14 astro-ph.GA
Hundreds of Low-Mass Active Galaxies in the Galaxy And Mass Assembly (GAMA) Survey
我们提出了一个全新的388个低质量星系（$M_\star \leq 10^{10} M_\odot$）的光谱特征，表明存在大质量黑洞（BH）的活动星系核（AGN）或潮汐破裂事件（TDEs）的形式。其中，70颗的质量与$10^8 \lesssim M_\star/M_\odot \lesssim 10^{9.5}$的质量相同。我们通过分析星系和质量大会（GAMA）巡天数据第4版中$\sim$ 23，000个低质量发射线星系的母样本的光谱来识别活动星系，并采用基于窄发射线比率和高电离日冕线检测的四种不同诊断。我们发现，47的388个低质量的活动星系表现出广泛的H $α$在他们的光谱，对应的维里BH质量的范围$M_{\rm BH} \sim 10^{5.0-7.7} M_\odot$的中位BH质量的$\langle M_{\rm BH}\rangle \sim 10^{6.2} M_\odot$。我们的样本扩展到更高的红移（$z \le 0.3; \langle z \rangle=0.13$）比以前的样本的活动星系在低质量/矮星系的斯隆数字巡天光谱的基础上，这可以归因于光谱极限的GAMA是$\sim 2$的幅度更深。此外，我们的多重诊断方法揭示了低质量活动星系的广泛性质，从蓝色恒星形成的矮星到由低质量黑洞提供动力的发光“迷你类星体”。因此，这项工作的影响BH播种和AGN反馈在低质量。
2022-08-09 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Properties and evolution of red spiral galaxies
利用GAMA巡天的多波长观测数据，对附近（0.002<z<0.06）旋涡星系的红色光学色进行了研究。我们表明，红色螺旋星系的颜色是一些环境相关机制的直接结果，这些机制已经去除了尘埃和气体，导致恒星形成率较低。我们的结论是，这一过程的行为在很长的时间尺度（几个陀螺仪），由于缺乏与光学颜色的过渡形态转换。红色旋涡星系的sSFR和尘埃-恒星质量比在统计上低于蓝色旋涡星系。另一方面，红色的螺旋平均质量比蓝色的螺旋大$0.9$倍，并且其所处的环境密度是蓝色螺旋的2.6倍。我们没有发现过度的核活动或更高的倾斜角的证据来支持这些作为我们样本中>= 47%的所有螺旋中看到的红色光学颜色的主要原因。此外，对于我们在HI中检测到的一小部分旋涡星系，我们发现富含气体的红色旋涡星系的SFR比蓝色旋涡星系低~1 dex。
2019-10-25 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Active Galactic Nuclei in Pairs of Galaxies
关于宽线活动星系核和窄线活动星系核的环境是否不同，存在着相互矛盾的观测结果，从而对活动星系核统一模型的有效性提出了质疑。GAMA巡天的高光谱完整性使其成为全面分析星系近距离环境的理想工具。为了利用这一点，并在GAMA内进行宽线和窄线活动星系核环境的比较分析，我们使用双高斯发射线拟合方法来模拟与宽线活动星系核相关的更复杂的线轮廓。我们选择209个类型1（即，在GAMA II数据库中，有464个1.5-1.9型活动星系核（部分模糊）和281个2型活动星系核（模糊）。比较这些与邻近星系的比例，以$350\,\text{kpc }h^{-1}$和$Δz < 0.012$为一对分离度，表明不同类型的活动星系核之间没有差异，除了在分离度小于$20\,\text{kpc }h^{-1}$的情况下，我们的观测表明在紧密的成对中有过多的2型活动星系核。我们分析我们的活动星系核附近的星系的属性，并发现这些星系的颜色或恒星形成活动没有显着差异。此外，我们发现$Σ_5$在宽线和窄线活动星系核之间也是一致的。我们的结论是，这里提出的意见是一致的活动星系核统一。
2016-11-10 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Blue spheroids within 87 Mpc
在本文中，我们测试，如果附近的蓝色球状体（BSphs）星系可能成为恒星形成的螺旋星系或被动演化的椭圆星系的祖先。我们的样本包括428个不同形态的星系，红移范围为0.002<z<0.02（8-87 Mpc），全色数据来自星系和质量大会调查。我们发现，BSPH星系的结构（平均有效表面亮度，有效半径）非常相似，他们的被动发展的红色同行。然而，它们的恒星形成和其他性质，如颜色，年龄和金属含量更像是恒星形成的螺旋而不是球状体（椭圆和椭圆）。我们发现，BSPH星系是统计上区别于其他球状体，以及螺旋在多维空间映射的亮度加权年龄，金属丰度，尘埃质量和特定的恒星形成率。我们使用HI数据来揭示一些BSphs正在（进一步）发展它们的磁盘，因此它们的蓝色。它们可能最终成为螺旋星系-如果有足够的气体吸积发生-或者更有可能消失成低质量的红色星系。
2017-12-11 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The environments of high- and low- excitation radio galaxies
我们研究了红移范围$0.01 < z < 0.4$内的低激发和高激发射电星系（分别为LERG和HERG）的环境，使用了399个射电星系的样本和来自星系和质量大会（GAMA）调查的环境测量。在我们的分析中，我们使用第五近邻密度（$Σ_{5}$）和GAMA星系群目录（G3 Cv 6）和构造控制样本的星系匹配在{ \update恒星质量和颜色}的无线电探测到的样品。我们发现，LERG和HERG存在于不同的环境中，这种差异是依赖于无线电光度。高亮度LERG（$L_{\rm NVSS} \gtrsim 10^{24}$ W Hz $^{-1}$）位于比匹配的无线电安静对照样本更密集的环境中（大约是$Σ_{5}$测量的密度的三倍），并且更有可能是星系群的成员（$82^{+5}_{-7}$百分比的LERG位于GAMA群中，而对照样本的百分比为$58^{+3}_{-3}$）。相比之下，HERG和较低光度LERG的环境与匹配的对照样品的环境难以区分。我们的研究结果表明，高光度LERG比类似恒星质量和颜色的非射电星系位于更大质量的晕中，与早期的研究一致（Wake et al. 2008; Donoso et al. 2010）。当我们控制在群体中发现LERG的偏好时，高亮度和低亮度的LERG都出现在比非放射性对照样本更高质量的晕圈（$\sim 0.2$ dex;至少97%显著）中。
2017-05-12 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly: The xSAGA Galaxy Complement in Nearby Galaxy Groups
本文结合GAMA星系群表与机器学习识别的xSAGA卫星星表，扩展并刻画邻近星系群的卫星成分，发现大多数星系群卫星数少于5个，且本星系群在明亮卫星数量上并不特殊。
2023-10-31 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA) Blended Spectra Catalog: Strong Galaxy-Galaxy Lens and Occulting Galaxy Pair Candidates
我们提出的混合星系光谱的星系和质量大会（GAMA）调查的目录。在这些情况下，来自两个星系的光在单个GAMA光纤中被显著检测到。从它们的混合光谱中识别出的星系对主要分为两类：它们要么是强透镜，一个被动星系透镜发射线星系;要么是掩星星系，两个星系偶然重叠，任何类型。因此，混合光谱可以用来可靠地识别强透镜的后续观测（高分辨率成像）和掩星对，特别是那些晚型部分掩盖了早期型星系的螺旋和不规则星系的尘埃含量的研究感兴趣。GAMA巡天装置及其自动红移测定被用来从互相关峰中识别候选混合星系光谱。我们确定了280混合光谱的最小速度分离为600公里/秒，其中104个透镜对候选人，71个发射线被动对，78对发射线星系和27对星系被动光谱。我们已经在斯隆数字巡天（SDSS）和基洛度巡天（KiDS）图像中对候选者进行了目视检查。许多混合对象是带有蓝色绒毛的椭圆（在我们的分类中为Ef）。这些后一种“Ef”分类是可能的强透镜的候选者，在一个或多个透镜图像中具有发射线星系的大质量椭圆星系。GAMA透镜和掩星星系候选样本的大小与整个SDSS中确定的相似。这个混合光谱样本证明了这个高度完整的第二大光谱调查的力量，并提供了扩展的可能性，例如，强引力透镜巡天
2015-05-29 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Consistency of GAMA and WISE Derived Mass-to-Light Ratios
最近的工作表明，中红外波长是最佳的估计质量的恒星人口的光比，因此星系的恒星质量。我们比较恒星质量推导出的光谱能量分布（SED）模型，适合多波长光学近红外测光，光度来自{ \it WISE}测光的$W1$和$W2$带在3.6和4.5 $μ$米的非恒星形成星系。SED导出的质量为一个精心挑选的样本的低红移（$z \le 0.15$）被动星系同意从恒星人口合成模型的预测，$M_*/L_{W1} \simeq 0.6$为所有这样的星系，独立于其他恒星人口参数。从光学SED和{ \it WISE}测量预测的质量之间的小散射意味着随机误差（与系统误差相反，例如使用不同的IMF）小于先前的故意保守的SED拟合估计。该测试与同时在大范围的光学和中红外波长下拟合有细微的不同，这可能只是产生一个折衷拟合：我们直接检查光学数据的最佳拟合模型产生的SED，其$M_*/L_{W1}$也与单独的中红外数据一致。我们证实，被动低红移星系的固定$M_*/L_{W1} = 0.65$可以产生的质量至少一样准确，从更复杂的方法。超出平均值，与预期的模型，我们看到一个温和的变化，$M_*/L_{W1}$与SED拟合恒星人口年龄，但一个微不足道的金属丰度。
2017-09-25 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Observing the environmental quenching of star formation in GAMA groups
我们探讨了在SAMI星系巡天星系中恒星形成的径向分布作为其本地群体环境的函数。使用星系和质量大会调查组（晕质量小于$ \simeq 10^{14} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的星系样本，我们发现在高质量组（$M_{G} > 10^{12.5} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的环境淬火的签名。高质量星系团中恒星形成星系的平均综合比恒星形成率低于低质量星系团或未成团的星系，具有$Δ\log(sSFR/\mathrm{yr^{-1}}) = 0.45 \pm 0.07$。这种差异在所有星系恒星质量中都可以看到。在高质量星系群中，质量大于$M_{*} \sim 10^{10} \, \mathrm{M_{\odot}}$的恒星形成星系的恒星形成集中在中心。这些星系也位于恒星形成的主序星之下，这表明它们可能正在经历由外向内的淬火。高质量星系群中的低质量星系没有显示出集中恒星形成的证据。在小于$M_{G} = 10^{12.5} \, \mathrm{M_{\odot}}$的组中，我们没有观察到这些趋势。在这个制度中，我们发现一个适度的相关性之间的中心集中的恒星形成和增强的总恒星形成率，在这些星系中触发恒星形成一致。
2018-11-28 astro-ph.GA
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。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Deconstructing the galaxy stellar mass function by star formation and environment
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Cluster of Excellence Quantum Universe, Universität Hamburg（量子宇宙卓越集群，汉堡大学）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), University of Western Australia（国际无线电天文学研究中心，西澳大利亚大学）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（天体物理学与超级计算中心，斯威本科技大学）
GAMA研究通过恒星形成和环境解构银河系恒星质量函数，揭示了不同群体和暗物质晕质量对GSMF的影响。
2025-12-22 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget of Galaxy Spheroids and Disks
我们建立在最近的光度分解分析的7506星系和质量大会（GAMA）调查星系推导出恒星质量函数适合个人球状体和磁盘组件人口下降到一个较低的质量限制log（M */M太阳）= 8。我们发现，球状体/盘质量分布的个别星系的形态类型是很好地描述了单一的Schechter函数的形式。我们推导出了球状体（rho_spheroid = 1.24+/-0.49 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）和盘（rho_disk = 1.20+/-0.45 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）中恒星总质量密度的估计值，这相当于球状体中局部恒星质量密度的50%和盘中局部恒星质量密度的48%。剩下的恒星质量被发现在矮“小蓝球体”类，这是不是在结构上明显类似于无论是经典的球体或磁盘人口。我们还研究了星系质量和群晕质量区域中组分质量比的变化，发现从球状体到盘质量优势的转变发生在星系恒星质量~10^11 M_sun/h和群晕质量~10^12.5 M_sun/h附近。我们进一步量化的变化，球状体总质量比与组晕质量的中心和卫星人口，以及径向变化，这一比例组内。
2016-08-19 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The galaxy stellar mass function to $z=0.1$ from the r-band selected equatorial regions
我们推导出低红移星系恒星质量函数（GSMF），包括尘埃校正，赤道星系和质量大会（GAMA）数据集覆盖180度$^2$。我们构造的质量函数使用密度校正的最大体积法，使用质量校正光学厚和薄的灰尘的影响。我们探讨了银河系的二元亮度平面（$M_\star-μ$），表明表面亮度效应不系统地偏置我们的质量函数测量高于10 $^{7.5}$ M $_{\odot}$。在$M-μ$平面的星系分布似乎有很好的界限，这表明没有大量的人口，但扩散或高度紧凑的星系系统错过了由于GAMA的选择标准。GSMF是双Schechter函数，具有$\mathcal M^\star=10^{10.78\pm0.01\pm0.20}M_\odot$、$ϕ^\star_1=(2.93\pm0.40)\times10^{-3}h_{70}^3$ Mpc $^{-3}$、$α_1=-0.62\pm0.03\pm0.15$、$ϕ^\star_2=(0.63\pm0.10)\times10^{-3}h_{70}^3$ Mpc $^{-3}$和$α_2=-1.50\pm0.01\pm0.15$。虽然我们发现$\mathcal M^\star$的值更高，但我们发现与先前使用GAMA-I样本估计的相同的暗端斜率。使用完整的GAMA-II样品，我们能够将质量函数拟合到低至$10^{7.5}$ $M_\odot$的质量，并评估$10^{6…
2017-05-11 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): The Weak Environmental Dependence of Quasar Activity at 0.1<z<0.35
理解核活动和星系环境之间的联系对于限制星系演化模型仍然至关重要。通过利用来自星系和质量组装（GAMA）调查的大量编目数据，我们确定了205个0.1 < z < 0.35的类星体的代表性样本，并建立了一个星系的比较样本，在恒星质量和红移方面与类星体样本密切匹配。在小于1 Mpc的尺度上，类星体的星系数和星系群成员似乎与匹配的星系样本完全一致。尽管如此，我们发现类星体被归类为星系群中心的可能性要高出1.5倍，这表明类星体活动与冷气体流动或与丰富星系群环境相关的星系相互作用之间存在潜在联系。在~几个百万秒差距的尺度上，两个样本的聚集强度在统计上是一致的，超过10百万秒差距，我们没有发现任何证据表明类星体跟踪大尺度结构比星系控制样本。这两个群体被发现更喜欢中等密度的片材和长丝，无论是非常高或非常低的密度环境。类星体活动对星系环境的这种弱依赖性支持了一种范式，即类星体代表了所有大质量星系生命周期中的一个阶段，并且在这种范式中，长期过程和以群为中心的位置是类星体在低红移下的主要触发因素。
2021-12-06 astro-ph.GA
Ionized Gas Outflows in the Galaxy And Mass Assembly (GAMA) Survey: Signatures of AGN Feedback in Low-Mass Galaxies
该研究基于GAMA DR4光谱系统识别398个电离气体外流星系，发现低质量AGN外流比恒星形成星系更快、更蓝移，表明低质量星系中也应纳入AGN反馈。
2024-12-01 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Trends in galaxy colours, morphology, and stellar populations with large scale structure, group, and pair environments
我们探索的趋势，在星系的性质与百万分之一尺度的结构使用目录的环境和大尺度结构从星系和质量大会（GAMA）的调查。现有的大尺度结构、群和对成员的GAMA星表允许我们构造不同环境类型的星系恒星质量函数。为了避免简单地提取已知的星系属性和恒星质量之间的相关性，我们创建了一个质量匹配的星系样本与恒星质量之间的$9.5 \leq \log{M_*/h^{-2} M_{\odot}} \leq 11$为每个环境人口。使用这些样本，我们表明，在不同的大尺度环境中的质量归一化星系有相似的能量输出，$u-r$颜色，光度和形态。将我们的分析扩展到组和配对环境，我们发现，无论更广泛的环境如何，不在组或配对中的星系都表现出相似的特征。对于我们的质量控制样本，我们没有看到塞尔西克指数或星系光度对晕质量的强烈依赖，但确实发现它与颜色非常密切相关。重复我们的分析，没有质量控制的星系介绍和放大的趋势，在成对的星系，集团，和大尺度结构的属性，表明恒星质量是最重要的预测我们检查的星系属性，而不是环境分类。
2015-05-20 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Self-Organizing Map Application on Nearby Galaxies
星系群在各种性质上表现出双峰性：恒星质量、颜色、特定恒星形成率、大小和Sérsic指数。这些参数就是我们的特征空间。我们使用现有的样本7556星系的星系和质量大会（GAMA）调查，使用五个功能和K均值聚类技术，表明双峰是一个更复杂的人口结构的表现，由2和6个集群之间。在这里，我们使用自组织映射（SOM），一种无监督学习技术，可用于使用2D表示在高维空间中可视化相似性，将特征空间中的这些五维聚类映射到二维投影上。为了进一步分析这些集群，使用SOM信息，我们同意以前的结果，在特征空间中发现的子种群可以合理地映射到三个或五个集群。我们探索的“绿谷”星系映射到SOM，表明多个间隙人口内的绿谷人口。最后，我们使用SOM的投影来验证GalaxyZoo用户提供的形态信息是否可以映射到SOM生成的地图上，例如，如果特征可见。关于星系是否平滑，可能是椭圆星系，或“特征”的投票可以合理地分开，但较小的形态特征（棒，旋臂）不能。SOM有望成为一个有用的工具来映射和识别多维星系巡天特征空间中的指导性子种群，只要它们足够大。
2022-03-29 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The environmental dependence of the galaxy main sequence
目标。我们的目标是调查环境（以宿主暗物质晕质量为特征）是否在塑造星系恒星形成主序列（MS）中发挥任何作用。方法.银河系和质量集合体项目（GAMA）将光谱测量与从远紫外到远红外的21个波段的光度信息结合起来。恒星质量和尘埃校正的恒星形成率（SFR）来自光谱能量分布（SED）建模使用MAGPHYS。我们使用GAMA星系群目录来研究恒星形成星系的比例（SFG）和MS相对于环境的属性的变化。结果我们研究环境的依赖性恒星质量选定的样本没有预选恒星形成星系和研究任何依赖于主机晕质量分别为中心和卫星到z ~ 0.3。我们发现，在固定恒星质量的SFR分布可以描述的组合的两个高斯（称为恒星形成高斯和静态高斯）。使用所观察到的双峰定义SFG，我们调查如何SFG F（SFG）的分数和MS的属性随环境的变化。对于中心，MS的位置与场相似，但具有更大的散射。没有观察到显着的依赖晕质量。对于卫星，MS的位置几乎总是比场低（约0.2 dex），宽度几乎总是更大。F（SFG）是相似的中心（在不同的晕质量箱）和场星系。然而，对于卫星F（SFG）随晕质量的增加而减小，并且这种依赖性在红移较低的情况下更强。
2018-02-23 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Bright Void Galaxy Population in the Optical and Mid-IR
我们研究星系的性质在星系和质量大会（GAMA）调查位于半径为$>10~h^{-1}$ Mpc的空隙。利用GAMA赤道巡天，592个空星系被识别出比$M_{r} = -18.4$（我们的星等完整性极限）亮z~0.1。利用$W_{\rm{Hα}}$与[NII]/H $α$（WHAN）谱线强度诊断图，我们将它们的谱线划分为恒星形成、活动星系核或由古老的恒星星族支配。对于质量大于$5\times10^{9}$ M $_{\odot}$的天体，我们在WHAN诊断图中识别出了26个具有老恒星星族的空星系样本，这些星系被归类为被动星系和退休星系，否则它们的光谱中没有任何发射线。当与WISE中红外测光匹配时，这些被动和退休的星系显示出一系列的中红外颜色，其中一些空洞星系显示出[4.6]-[12]与完全猝灭的恒星星族不一致的颜色，随机抽取的非空洞比较样本也显示出类似的颜色分布。我们假设，这些星系的主机模糊的恒星形成，否则他们是恒星形成的中心区域以外的单纤维光谱的目标。当匹配到随机抽取的非空星系样本时，空星系和非空星系在光学和中红外颜色、形态和恒星形成活动方面表现出相似的性质，这表明它们具有可比的质量组装和淬灭历史。在中红外[4.6]-[12]色中可以看到一种趋势，这样淬灭色/被动色<1.5的空星系和非空星系的质量通常都高于$10^{10}$ M $_{\odot}$，其中内部驱动过程在星系演化中扮演…
2015-08-25 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget by Galaxy Type
我们报告了银河系和质量大会（GAMA）调查第二阶段的视觉形态分类的扩展样本，现在包括7，556个对象（以前第一阶段为3，727个）。我们定义了一个局部（z <0.06）样本，并将星系分为E，S 0-Sa，SB 0-SBa，Sab-Scd，SBab-SBcd，Sd-Irr和“小蓝球体”类型。使用这些更新的分类，我们得到恒星质量函数适合于单个星系的人口分为形态类和更一般的球状体或磁盘为主的类别与较低的质量限制的日志（Mstar/Msun）= 8（一个德克斯低于早期形态质量函数的测定）。我们发现，所有个人的形态类和组合的球体/膨胀为主的类是很好地描述了单一的Schechter恒星质量函数的形式。我们发现，单个星系群和整个星系群的总恒星质量密度都在我们的恒星质量极限之内，并得出了估计的总恒星质量密度rho_star = 2.5 x 10^8 Msun Mpc^-3 h_0.7，这相当于在恒星中发现的重子比例约为4%。由球状组分（E和S 0-Sa类）和盘组分（Sab-Scd和Sd-Irr类）占主导地位的星系对这一总恒星质量密度的质量贡献分别约为70%和30%。
2015-12-08 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the interplay between galaxy mass, SFR and heavy element abundance in paired galaxy sets
利用GAMA巡天研究了4，636个星系对的恒星形成率（SFR）、恒星质量（$M_{\star}$）和气体金属丰度（Z）。我们的星系对位于0 $<$ $z$ $<$ 0.35的红移范围内，质量范围为7.5 $<$ log（M $_{\star}$ / M $_\odot$）$<$ 11.5和$ΔV$ $<$ 1000 km s $^{-1}$。我们从三个角度探讨SFR和Z的变化：多重性，对分离和动力学。我们将多重性定义为与单个星系配对的星系数量，并首次分析了SFR和Z的变化，单对和对具有更高的多重性。对于后者，我们发现SFR从0.025-0.15 dex增强，这将使单对的M-SFR关系移动27 PDMATHAMT到更高的SFR。另一方面，Z的效果仅为4 PDMATHAMT。我们分析了最大和最小的大/小对星系作为对分离的函数。我们定义那些质量比为0.5 $<$ $M_1$ / $M_2$ $<$ 2的主要对，而质量比更不一致的对被归类为次要对。我们发现SFR增强高达2和4倍，相对于他们的控制样本，主要和次要的对。对于Z的情况下，我们发现最接近的对的递减高达0.08 dex。当我们专注于动力学，Z增强被发现与高速色散$(σ_p > 250 \; \mathrm{km\,s ^{-1}})$和高多重性的次要对。
2020-12-05 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Timescales for galaxies crossing the green valley
我们探索的限制，可以放在典型的低红移星系的演化时间尺度上的蓝色云，通过绿色的山谷和红色序列的演变。我们利用GAMA调查中0.1 < z < 0.2的星系，并根据内在（u-r？）它们的恒星星族的颜色，通过拟合它们的多波长光谱能量分布来确定。使用这些适合也确定恒星星族年龄和恒星形成的时间尺度，我们认为，我们的研究结果是一致的绿谷人口占主导地位的星系，只是减少他们的恒星形成（耗尽气体）在2-4 Gyr的时间尺度，这是在一个特定的时代，在他们的演化（约1.6电子折叠时间后，他们的恒星形成的高峰）。如果将它们拟合的恒星形成历史向前外推，绿色星系将随着时间的推移进一步变红，直到它们达到被动种群的颜色。在这张图片中，不需要特定的淬灭事件来切断它们的恒星形成，尽管在绿色星系中恒星形成的下降可能会被内部或外力加速。然而，没有证据表明绿色星系最近改变了它们的恒星形成时间尺度，相对于它们以前的长期恒星形成历史。
2019-03-18 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Understanding the wavelength dependence of galaxy structure with bulge-disc decompositions
利用GAMA巡天的光学$-$近红外成像，我们获得了大量明亮的低红移星系样本，并使用膨胀盘分解来理解单Sérsic结构测量的波长依赖行为。我们将单Sérsic折射率随波长的变化表示为$\mathcal{N}$，同样，对于有效半径，我们使用$\mathcal{R}$。我们发现，大多数星系与一个实质性的光盘，即使是那些没有明显的隆起，显示高值的$\mathcal{N}$。因此，Sérsic指数增加到更长的波长是盘的固有特性，显然是由于恒星星族的径向变化和/或尘埃变红。同样，低值的$\mathcal{R}$（$<$ 1）被发现是普遍存在的，这意味着在星系的颜色梯度的普遍性的元素。我们还研究了如何凸起和光盘的颜色分布随星系类型的变化。我们发现，而不是所有的凸起都是红色的，所有的光盘都是蓝色的绝对值，这两个组件变得更红的星系与红色的总颜色。我们甚至观察到，蓝色星系中的凸起通常比红色星系中的圆盘更蓝，而对于较暗的星系，凸起和圆盘的颜色更接近。因此，总颜色的趋势不仅仅是由于隆起或圆盘的颜色或通量占主导地位。
2016-05-16 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The environmental impact on SFR and metallicity in galaxy groups
我们提出了一个研究的恒星质量，恒星形成率和气体金属丰度的700多个星系的红移0.35的星系和质量大会（GAMA）调查组之间的关系和环境的依赖性。为了确定主要的驱动因素，我们的样本被分析为群中心距离，投影星系数密度和恒星质量的函数。通过使用超过16000个恒星形成场星系的控制样本和体积有限的样本，我们发现，最高的增强SFR（0.3德克斯）发生在星系的最低的本地密度。在以前的工作相比，我们的数据显示小的增强$\sim$ 0.1德克斯在SFR的星系在最高的本地密度或集团为中心的距离。我们的数据表明，淬火在SFR只有大质量的星系，这表明恒星质量可能是主要的驱动程序的恒星形成星系的淬火过程。我们可以放弃形态驱动的淬火，因为集团和控制星系的Sérsic指数分布相似。气体金属丰度变化不大。它增加$\sim$ 0.08德克斯的星系在最高的本地密度，并减少星系在最高的集团中心的距离，与以前的工作。总的来说，局部密度，而不是集团中心的距离，显示出更强的影响，在提高SFR和气体金属丰度。我们对来自IllustrisTNG模拟的星系应用了相同的方法，尽管我们能够再现一般的观测趋势，但组和对照样本之间的差异仅与观测结果部分一致
2021-09-24 astro-ph.GA
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。
2014-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): From filaments to voids, how extreme environment affects gas metallicity and SFR in galaxies
该研究基于GAMA巡天和纤维目录分析不同环境（纤维、卷须、空洞）恒星形成星系的M-Z与M-SFR关系，发现局部环境而非大尺度结构主导金属丰度和SFR的变化，纤维/卷须与空洞星系差异显著，非群成员星系与场星系偏差小。
2025-07-31 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): merging galaxies and their properties
我们导出了GAMA巡天中-23 < M（r）< -17，0.01 < z < 0.22的星系的密偶分数和体积合并率作为光度和形态的函数。在所有光度下，合并分数约为0.015（假设有1/2的对合并），体积合并率约为0.00035每立方Mpc每Gyr。干合并（红色或球状星系之间）是不常见的，并随着光度的降低而减少。在蓝色或盘状星系之间，较模糊的合并是湿的。湿合并（每种类型之一）遵循干合并和湿合并的平均值。在较亮的光度区间（-23 < M（r）< -20），合并率的演变是平坦的，与颜色或形态无关。由于z = 0.2，合并种群的构成没有改变。主要合并和干合并在过去2 Gyr的红色序列的建立中显得相对不重要。我们比较的颜色，形态，环境密度和活动程度的星系对那些更孤立的物体在同一体积。紧密成对的星系团倾向于更红，并且略以球状为主。这可能是由于在当前交互之前的多个先前通道中的“骚扰”。星系对似乎并不喜欢密度大得多的环境。与相同体积的其他星系相比，没有证据表明活动星系核的成对部分有所增强。
2014-07-18 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly: luminosity and stellar mass functions in GAMA groups
星系的性质（如恒星质量、光度、恒星形成速率和形态）及其演化如何依赖于其宿主暗物质晕的质量？使用星系和质量大会（GAMA）组目录，我们解决这个问题，探索主机晕质量的光度函数（LF）和恒星质量函数（SMF）的分组星系细分的颜色，形态和中央/卫星的依赖。我们发现，球状星系，特别是占主导地位的LF和SMF，分别明亮和大量的结束。质量越大的晕，拥有的中央星系也越大，亮度也越高。卫星LF和SMF分别表现出系统性的特征亮度增亮和特征质量增加，随着晕质量的增加。与以前的一些结果相反，暗端和低质量的斜率显示出很少的系统依赖晕质量。半解析模型和模拟显示类似或增强的中心质量和光度晕质量的依赖性。微弱和低质量的模拟卫星星系明显独立于晕质量，但最大质量的卫星星系在更大质量的星系团中更常见。在第一次对星系群环境中低红移LF和SMF演化的研究中，我们发现星系群中的红/蓝比在红移$z \approx 0.3$后相对于场的布居数有所增加。这一观察强烈表明，星系中恒星形成的淬灭，因为它们被吸积成星系群是一个重要的和持续的过程。
2020-09-17 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Environment-dependent galaxy stellar mass functions in the low-redshift Universe
基于GAMA数据，研究星系恒星质量函数随环境的变化，发现其受星系群成员身份影响而非纤维状结构距离，且群外星系特征质量较低，整体由双Schechter函数描述。
2025-03-27 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The inferred mass--metallicity relation from z=0 to 3.5 via forensic SED fitting
我们分析了GAMA调查中z<0.06的~ 4，500个星系的金属丰度历史，该调查由SED拟合代码ProSpect使用不断发展的金属丰度实现建模。这些金属丰度的历史，结合相关的恒星形成的历史，使我们能够分析推断的气相质量-金属丰度关系。此外，我们提取的质量-金属丰度关系在宇宙历史的一个序列的时代，跟踪质量-金属丰度关系随时间的演变。通过与观测的气相金属丰度在一个大范围的红移比较，我们表明，值得注意的是，我们的法医SED分析产生了一个不断发展的质量-金属丰度的关系，是一致的，在所有的时代的观测。我们还分析了三维质量-金属丰度-SFR空间，表明星系占据一个明确定义的平面。这个平面被证明是微妙的演变，显示出随着时间的增加而增加的倾斜，这是由一般的浓缩造成的，也是恒星形成随着宇宙时间的减慢。这种演变在大于7 Gyr的回顾时间时最为明显。在这项工作中恢复的金属丰度的趋势强调，不断发展的金属丰度的实现内使用的SED拟合代码ProSpect产生合理的金属丰度的结果在历史上的星系。预计这将显著提高SED拟合输出的精度。
2021-03-15 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Defining Passive Galaxy Samples and Searching for the UV Upturn
我们使用的数据从GAMA和GALEX调查表明，紫外线的上翘，一个意想不到的过量的紫外线通量从一个热的恒星组成部分，看到在许多早期类型的星系的光谱，产生的过程内部到个别星系没有可测量的影响，从星系的大环境。我们首先定义了一个干净的被动星系的样本没有显着的贡献，他们的紫外线通量从低级别的恒星形成。我们证实，星系的红色序列星系的光学颜色往往有残留的恒星形成的迹象，其中，没有其他信息，将阻止一个令人信服的证明紫外线上升的存在。然而，通过包括（NUV $-u$）和{ \it WISE}（W2-W3）颜色，以及FUV数据，我们可以令人信服地限制样本由非恒星形成物体组成。使用这样的样本，我们研究GALEX测光的低红移的GAMA星系在一系列的低密度环境中，从群体的一般领域，寻找紫外线的上升。我们发现了一个广泛的（NUV $-r$）的颜色，完全符合所看到的范围-并归因于紫外线的上升-在低红移的红色序列星系团。颜色的范围是独立的群体多重性或速度色散，孤立的被动星系一样可能有蓝色的紫外光到光学的颜色，这意味着显着的向上的组件，因为那些在更丰富的群体和以前的数据集群。这得到了（FUV $-r$）颜色的等效结果的支持，这些颜色是向上翻转组件的明确指示器。
2020-01-08 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): growing up in a bad neighbourhood - how do low-mass galaxies become passive?
理论预测和对非常接近的宇宙的观测都表明，低质量星系（log $_{10}$ [M $_{*}$/M $_{\odot}$ ]<9.5）很可能保持恒星形成状态，除非它们受到当地环境的影响。为了测试这一前提，我们比较和对比的本地环境的被动和恒星形成星系作为恒星质量的函数，使用星系和质量大会调查。我们发现，被动的分数是更高的相互作用对和组星系比在所有恒星质量的领域，这种效果是最明显的最低质量的星系。我们还发现，基本上所有的被动log $_{10}$ [M $_{*}$ /M $_{\odot}$ ]<8.5的星系被发现在对/组环境中，这表明与更大质量的邻居的局部相互作用导致它们停止形成新的恒星。我们发现，在形成被动系统的直接环境（本地星系-星系相互作用）的影响随着恒星质量的减小而增加，并强调这可能是由于增加相互作用的时间尺度，使星系有足够的时间通过饥饿变得被动。然后，我们提出了一个简单的模型来测试这一前提，并表明，鉴于我们的推测性假设，这是与我们观察到的结果是一致的。
2015-11-06 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing the merger histories of massive galaxies via stellar populations
星系的合并历史可以通过对动力学的密偶的研究来追踪。这些星系由一个大质量的主星系和一个质量较小的次级星系（或卫星星系）组成。对次级（低质量）星系中紧密成对的恒星星族的研究提供了一种理解星系合并生长的方法。在这里，我们专注于涉及至少一个大质量星系的系统-在高度完整的伽马巡天中，恒星质量超过$10^{11}M_\odot$。我们的工作样本包括2，692个卫星星系光谱（0.1<z<0.3）。这些光谱组合成高S/N堆栈，并根据“内部”参数，卫星星系（即次级）的恒星质量和“外部”参数，选择主星系对中的质量，或相应的暗物质晕的质量。我们发现，人口的年龄相对于环境的显着变化。在固定质量的情况下，大部分质量星系周围的卫星都比较老，而且可能更富含金属，在低质量卫星的子集（$\sim 10^{10}M_\odot$）中，年龄相差约1- 2 Gyr。这些变化是类似的堆叠时，相对于晕质量的组，其中对嵌入。低质量卫星的人口趋势与大质量星系外部区域发现的旧恒星年龄一致。
2017-03-01 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Spatially resolving the environmental quenching of star formation in GAMA galaxies
我们使用悉尼-AAO多目标积分场光谱仪（SAMI）星系巡天和星系和质量大会（GAMA）调查的数据，研究星系中恒星形成的环境淬灭的空间分辨特征。利用尘埃校正的测量H $α$辐射分布，我们测量了201个恒星形成星系的样本中恒星形成的径向轮廓，涵盖了三个数量级的恒星质量（M $_{*}$ ; $10^{8.1}$ - $10^{10.95}\, $ M $_{\odot}$）和$5^{th}$最近邻局域环境密度（$Σ_{5}$ ; $10^{-1.3}$ - $10^{2.1}\,$ Mpc $^{-2}$）。我们发现，在星系中的恒星形成率梯度是陡峭的密集（$\log_{10}(Σ_{5}/$ Mpc $^{2})>0.5$）的环境中，由$0.58\pm 0.29\, dex\, $ r $_{e}^{-1}$在星系中的恒星质量范围内的$10^{10}<$ M $_{*}/$ M $_{\odot}<10^{11}$，这种陡峭是伴随着减少的综合恒星形成率。然而，对于任何给定的恒星质量或环境密度，星系的恒星形成形态表现出较大的分散性。我们还测量了恒星形成的程度集中使用无单位尺度半径比（$r_{50,Hα}/r_{50,cont}$），比较正在进行的恒星形成的程度，以前的恒星形成。有了这个度量，我们发现，与中央集中的恒星形成的星系的比例增加与环境密度，从$\sim 5\pm 4\%$在低密度…
2016-09-09 astro-ph.GA
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/
2015-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): the clustering of galaxy groups
我们探讨了星系团的星系和质量大会（GAMA）调查的集团偏差和配置文件的依赖分离规模和集团质量的集群。由于固有的不确定性，在估计集团选择功能，因此集团自动关联函数，我们代替测量投影星系-集团交叉关联函数。我们发现，集团概况有很强的规模和规模$r_\bot \lesssim 1 h^{-1} \mathrm{Mpc}$上的集团质量的依赖性。我们还发现证据表明，最大的群体生活在扩展，过度密集的结构中。在第一次应用显着的聚类统计组，我们发现，集团质量显着的聚类峰值规模相当于典型的组半径的$r_\bot \approx 0.5 h^{-1} \mathrm{Mpc}$。虽然大质量星系与大质量星系群有关，但显著的统计数据显示，星系群内没有星系质量分离的迹象。我们从IllustrisTNG模拟和L-Galerkin模型中得到了类似的结果，尽管L-Galerkin在小尺度上显示出增强的偏差和星系质量依赖性。
2021-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2014-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Accurate Panchromatic Photometry from Optical Priors using LAMBDAR
我们提出了R中的Lambda自适应多波段去混合算法（LAMBDAR），这是一种新的代码，用于计算既不匹配像素也不匹配PSF的图像之间的匹配孔径光度，使用来自高分辨率光学成像的先前孔径定义。该程序的开发是出于对大范围光度成像中一致的光度测定和不确定性的需求，用于计算光谱能量分布。我们描述的程序，具体的关键功能所需的强大的全色光度测定：传播的光圈图像具有任意分辨率，本地背景估计，光圈归一化，不确定性的确定和传播，和对象去混合。使用模拟图像，我们证明了该程序是能够恢复准确的光度测量在高分辨率，低混淆，低分辨率，高混淆，制度。我们将该程序应用于来自Galaxy And Mass Assembly（GAMA）Panchromatic Data Release（PDR; Driver et al. 2016）的21波段光度数据集，该数据集包含从远紫外到远红外的成像。我们将LAMBDAR得出的光度与Driver et al.（2016）中提出的光度进行了比较，发现数据集之间存在广泛的一致性。尽管如此，我们证明，从LAMBDAR的光度测定是优于从GAMA PDR，确定在LAMBDAR数据集中的离群值率和内在的颜色散射的减少。我们同样发现，使用LAMBDAR测光的恒星质量和恒星形成率的异常率下降。最后，我们注意到一个特殊的增加的数量的紫外线和中红外光源能够被约束，这是伴随着一个显着增加的中红外颜色颜…
2016-04-08 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The 325 MHz Radio Luminosity Function of AGN and Star Forming Galaxies
对活动星系核（AGN）演化和星系中恒星形成的测量支持了我们对宇宙时间内星系演化的理解。射电连续统观测可以提供关于这两个过程的关键信息，特别是通过活动星系核中射电喷流产生的机械反馈，以及通过不依赖尘埃的恒星形成率的无偏测量。在本文中，我们确定了无线电光度函数在325兆赫的样本活动星系核和恒星形成星系匹配的138度平方。利用巨型米波射电望远镜（GMRT）进行的射电巡天，使用来自星系和质量大会（GAMA）巡天的光学成像和红移。我们发现，在325 MHz的恒星形成星系的射电光度函数密切遵循在1.4 GHz的测量。将活动星系核的射电光度函数拟合为$z = 0.5$的双幂律，并将其演化参数化为$Φ \propto (1 + z)^{k}$，得到了纯密度演化下的$k = 0.92 \pm 0.95$和纯光度演化下的$k = 2.13 \pm 1.96$的演化参数。我们发现低激发射电星系团在低光度下是空间密度的优势种群。比较我们的325 MHz的观测与无线电连续成像在1.4 GHz，我们确定单独的无线电光度函数陡峭的和平坦的频谱活动星系核，并表明，在我们的样本中的平坦频谱源的波束人口可以移动的数量密度和光度，以符合unbeamed人口陡峭的频谱源，预期在活动星系核的方向为基础的统一。
2015-12-31 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The effect of galaxy group environment on active galactic nuclei
在星系团中，有效吸积的活动星系核（AGN）优先位于星系团相空间投影的落区，而很少在星系团核心发现。这被归因于两个触发的机会增加了星系的坠落，并减少了这些机制在热，维里化，集群核心。利用深度和完整性（$98\,$百分比在$r<19.8\,$等）的星系和质量大会调查（GAMA），我们探测下来的集团晕质量函数，以评估是否AGN被发现在同一地区的集团，因为他们是在集群。我们从695个星系群中的7498个星系中选取了451个光学活动星系核，用$z<0.15$的$11.53\leq \log_{10}(M_{200}/\text{M}_\odot) \leq 14.56$进行了$\log_{10}(M_*/\text{M}_\odot) > 9.9$计算。通过分析这些星系的投影相空间的位置，我们证明，当分裂径向，并在物理上派生的下落和核心人口，AGN的位置组投影相空间是依赖于晕质量。对于具有$\log_{10}(M_{200}/\text{M}_\odot)>13.5$的星系群，AGN优先出现在具有$3.6σ$置信度的下落星系群中。在较低的晕质量下，我们观察到核心星系和下落星系之间的活动星系核分数没有差异。这些观察结果支持一个模型，其中低速相互作用的数量减少，冲压压力剥离和组内/集群介质温度，其中的主导地位与晕质量增加，工作，以抑制活动星系核的核心组和集群与$\log_{10}(M_{200}…
2018-01-11 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the wavelength-dependent sizes and profiles of galaxies revealed by MegaMorph
我们调查的颜色和结构之间的关系，使用一个大的，体积有限的样本明亮，低红移星系的光学近红外成像的GAMA调查。我们适合单组分，波长相关，椭圆Sersic模型的所有通带同时，使用MegaMorph项目开发的软件。用色指数和色指数对样本进行划分，恢复的有效半径（R_e）和色指数（n）的波长变化揭示了不同类型星系的内部结构，从而揭示了它们的形成历史。所有这些趋势都依赖于n;有些还依赖于星系的颜色。晚型星系（n_r < 2.5）的Sersic指数随波长的增加而显著增加。这可能是由于它们的两个组成部分（膨胀盘）的性质，尽管每个组成部分内的恒星星族梯度和尘埃衰减可能起作用。所有星系的R_e都随波长的增加而减小。这对于早期类型（n_r > 2.5）是最强的，即使它们保持恒定的n与波长，揭示了椭圆星系是不同的恒星星族的叠加与多个坍缩和合并事件。导致具有较大R_e结构的过程必须与较低的金属丰度或较年轻的恒星星族有关。这似乎排除了通过耗散气体吸积形成年轻核心的重要机制，在最近的生命发光椭圆星系。
2014-06-06 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Extended Intra-Group Light in a group at $z=0.2$ from deep Hyper-Suprime Cam images
我们提出了一个试点研究，以评估潜在的超Suprime-Cam公共数据发布2（HSC-PDR 2）的图像分析扩展的星系群内的微弱结构。我们使用$g$、$r$和$i$波段的Hyper-Suprime Cam Subaru战略计划公共数据发布2（HSC-PDR 2）图像，检查了来自银河和质量大会（GAMA）调查的400138组（$M_{\rm{dyn}}= 1.3 \pm 0.5 \times 10^{13} $ M $_{\odot}$、$z\sim 0.2$）的组内光（IGL）。我们提出了迄今为止最广泛的IGL测量，在275千秒差距的半长轴上达到了$μ_{g}^{\rm{lim}}=30.76$ mag arcsec $^{-2}$（$3 σ$ ; $10 \times 10$ arcsec $^{2}$）。IGL显示了$g-i=0.92$、$g-r=0.60$和$r-i=0.32$（$\pm$ 0.01）的平均颜色值。IGL的恒星人口是年轻的（$2-2.5$ Gyr）和较少的金属丰富（[Fe/H] $ \sim -$ 0.4）比那些主机组星系。我们发现一系列的IGL分数作为$\sim 2-36 \%$的总组光度的函数，这取决于IGL的定义，与更大的分数更蓝的观测波长。早型星系与晚型星系的比例表明，400138是一个更演化的星系群，主要由ETG组成，IGL的比例与其他类似演化的星系群…
2022-11-23 astro-ph.GA
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。
2017-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Demonstrating the power of WISE in the study of Galaxy Groups to $z<0.1$
结合高保真度组表征的星系和质量大会（GAMA）的调查和源定制的$z<0.1$测光从WISE调查，我们提出了一个全面的研究未分组星系的属性，相比497星系群（4 $\leq$ N $_{\rm FoF}$ $\leq$ 20）作为恒星和晕质量的函数。未成团的星系在WISE颜色上大部分是单峰的，这是由恒星形成的晚型星系主导的结果。然而，成组星系在WISE颜色上显示出明显的双峰性，这与恒星的质量和形态密切相关。我们发现证据的早期型分数增加，在恒星质量箱之间的$10^{10}\lesssim$ M $_{\rm stellar} \lesssim10^{11}$ M $_\odot$，增加晕质量。使用未分组的，晚型星系与恒星形成的颜色（W2 $-$ W3 $>$ 3），我们定义了一个恒星形成的主序列（SFMS），我们用它来描绘系统已经移动到下面的序列（“淬火”为这项工作的目的）。我们发现，随着晕质量的增加，SFMS上的晚型系统的相对数量减少，在高恒星质量（M $_{\rm stellar}>{10}^{10.5}$ M $_\odot$），与质量淬火一致的早期型，淬火系统相应增加。质量为M $_{\rm stellar}<{10}^{10.5}$ M $_\odot$的星系群显示出与环境驱动过程一致的淬火证据。晚型淬灭星系的恒星质量分布表明，它们可能是一个中间种群，因为系统从恒星形成和晚型…
2020-06-13 astro-ph.GA
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。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Morphological transformation of galaxies across the green valley
我们探讨了典型的低红移星系的联合光度和形态演化的限制，因为它们从蓝色云通过绿色的山谷，到红色序列。我们选择了具有$10.25<{\rm log}(M_*/M_\odot)<10.75$和$z<0.2$的GAMA巡天星系，根据它们的内禀$u^*-r^*$颜色进行分类。从单分量Sérsic拟合，我们发现，恒星质量敏感的$K-$带轮廓的红色和绿色星系的人口是非常相似的，而$g-$带轮廓表明更多的盘状形态的绿色星系：明显的（光学）形态的差异主要来自径向质光比的变化。双组分拟合表明，大多数绿色星系有显着的凸起和磁盘组件和蓝色到红色的演变是由磁盘中的颜色变化。总之，这些强烈表明，星系通过长期的磁盘衰落从蓝色发展到红色，并在恒星形成的任何下降之前存在一个强大的凸起。绿色种群的相对丰度与红色和蓝色种群不同，它具有穿越绿色谷$\sim 1-2$ ~Gyr的典型时间尺度，并且与环境无关。虽然环境可能在触发穿越绿谷的过程中发挥了作用，但它似乎对所需的时间影响不大。这些结果是一致的绿谷人口占主导地位的（早期型）盘星系，没有足够的气体供应，以维持以前的水平盘恒星形成，最终达到被动色。不需要单一的事件来熄灭它们的恒星形成。
2018-01-12 astro-ph.GA
