通过内部动力学结构区分大质量致密早型星系的形成路径

大质量早型星系（ETGs）被认为通过两个阶段形成：初始的快速恒星形成阶段和随后的并合阶段。这些星系中一小部分称为红核，可能形成于第一阶段并冻结至今，自z~2以来未经历大规模并合。邻近的大质量致密ETGs被认为是这类遗迹星系的候选体。我们利用已有的积分场单元（IFU）观测数据和TNG50模拟中的79个致密ETGs，研究了15个致密ETGs的内部动力学结构。我们对观测和模拟中的每个星系进行了动力学分解，分为盘、核球和热内恒星晕。在TNG50中，热内恒星晕的光度分数（或包含核球和晕的球状体大小）与星系并合历史强相关。真正的无并合星系显示出极低的热内恒星晕分数（或极紧凑的球状体）。尽管这种致密性可能源于卫星的潮汐剥离，但当晕被剥离时，潮汐力也会破坏动力学冷盘（如果存在）。因此，如果一个星系具有极低的热内恒星晕分数并保留动力学冷盘，则可以保证其无并合。通过将观测星系与TNG50比较，我们识别出15个致密ETGs中的7个——PGC 11179、UGC 3816、NGC 2767、NGC 1277、PGC 32873、PGC 12562和PGC 70520——为真正的无并合星系。这些星系具有致密的大质量核球，可能通过长期加热形成，其TNG50类似体支持这一结论。