再探 Hamilton 天体：一种强引力透镜构型的挑战性源红移

过去，低分辨率光谱仪难以测定 $z\approx1$ 和 $z\approx3$ 星系的红移。红移至 $z\approx1$ 的镁和铁的光谱发射与吸收线，与 $z\approx3$ 处的氢、硅和氧谱线位置相近。在此，我们证明，即使使用现代的积分场单元光谱仪，该任务仍具挑战性。Hamilton 天体——一个蓝色星系形成星系，被星系团 SDSS J223010.47-081017.8 引力透镜化为三个多重像——正是这样一个案例。利用 Blue Keck Cosmic Web Imager，其红移被测定为 $z=0.82$，而其 MOIRCS 光谱则暗示为 $z=3.201$。为解决这一歧义，我们完整地重新分析了所有三个多重像（包括外围星系形成区）的 Blue KCWI 光谱。我们采用了新的数据归约流水线 PypeIt、信号增强技术以及由 Python 程序实现的谱线拟合。重新评估基于 6 个吸收特征确认了先前结果 $z=0.820 \pm 0.001$，并基于 4 个发射特征得到 $z=0.821 \pm 0.002$。而基于 6 个吸收线和 2 个发射线的替代结果 $z=3.199\pm 0.003$ 拟合较差，与其他光谱相比亦是如此。此外，我们发现 MOIRCS 光谱结果并非决定性：观测仅覆盖了三个多重像中的两个，且图像 C 的狭缝仅覆盖其中心核球；此外，由于缺少定标弧灯，像素到波长的定标需要进行夜天空发射线定标。需要新的 MOIRCS 观测来验证 Hamilton 天体是否在已知的星系团尺度强引力透镜中，具有透镜星系团与源星系之间最小的角直径距离间隔。