Celem projektu jest przekształcenie opóźnień czasowych w wielozakresowym kontinuum w aktywnych jądrach galaktyk w praktyczne i efektywne narzędzie do pomiaru współczynnika ekspansji Wszechświata.

Aktywne jądra galaktyk (AGN) zostały zaproponowane jako nowatorskie sondy śledzące ekspansję Wszechświata i istnieje wiele sposobów, w jakie AGN mogą być wykorzystywane w kosmologii. W przeszłości z powodzeniem stosowaliśmy metodę opartą na opóźnieniach czasowych linii emisyjnych, jednak metoda ta nie pozwala na bezpośredni pomiar stałej Hubble’a, a obecnie tzw. napięcie związane z wartością stałej Hubble’a jest kluczowym zagadnieniem w dyskusji nad tym, czy stała kosmologiczna stanowi adekwatny opis ewolucji Wszechświata, czy też potrzebna jest nowa fizyka zastępująca obecny standardowy model kosmologiczny.

W ramach tego projektu proponujemy wykorzystanie pomiarów opóźnień czasowych w kontinuum dysków akrecyjnych w aktywnych jądrach galaktyk. Taka metoda była już wcześniej proponowana do zastosowań kosmologicznych, ale nigdy nie spełniła pokładanych w niej oczekiwań, mimo że formalnie jest prosta i bezpośrednia. Główna trudność polega na tym, że zmierzone opóźnienia czasowe w kontinuum w kilku obiektach są zazwyczaj dłuższe niż przewiduje prosta teoria dysku akrecyjnego, i to nawet o 50% lub więcej. Niedawno przeprowadzone, wyjątkowo gęste monitorowanie kilku wybranych źródeł sugeruje, że opóźnienia czasowe jako funkcja długości fali wykazują charakterystyczne sygnatury związane z dodatkowym reprocesowaniem promieniowania przez częściowo zjonizowaną plazmę.

Jako wstępną fazę projektu przeprowadziliśmy symulacje przy użyciu sztucznych krzywych blasku wygenerowanych algorytmem Timmera-Koeniga. Wyniki pokazały, że jeśli za reprocesowanie promieniowania odpowiadają dwa niezależne ośrodki, dobrze oddzielone od siebie odległością, sygnał zostaje rozmyty, a standardowe podejścia, takie jak interpolowana funkcja korelacji krzyżowej (ICCF), nie są w stanie poprawnie odzyskać żadnej z dwóch charakterystycznych skal czasowych obecnych w źródle.

Proponujemy rozwiązanie tego problemu poprzez wprowadzenie czterech metod, które indywidualnie lub łącznie pomogą w rozdzieleniu dwóch regionów reprocesowania oraz oczyszczeniu sygnału do zastosowań kosmologicznych. Będziemy pracować zarówno w dziedzinie czasu, jak i długości fali. Po pierwsze, stworzymy własne oprogramowanie do obliczania funkcji transferu dla dysku akrecyjnego, uwzględniając rozciągły charakter źródła promieniowania, kształt dysku oraz poprawki barwne zależne od promienia.

Aby zamodelować drugi reprocesor (najprawdopodobniej region szerokich linii – BLR), przeprowadzimy obliczenia transferu promieniowania przy użyciu kodu CLOUDY, który pozwoli określić obecność i intensywność pseudokontinuum (kontinuum Balmera i Fe II), które prawdopodobnie pojawiają się jako charakterystyczne struktury w dziedzinie czasu. Następnie połączymy oba reprocesory w pojedynczą funkcję transferu zależną od długości fali. W przypadku drugiego reprocesora odległość będzie traktowana jako parametr swobodny, ale planujemy opracować dwa fizycznie uzasadnione modele.

Pierwszy model będzie oparty na naszym własnym opisie regionu szerokich linii, zakładającym, że ciśnienie promieniowania oddziałuje na pył, unosząc materiał wysoko ponad dysk i tworząc promieniście rozległą strefę nieudanego wiatru oraz wąski strumień uciekającego gazu bliżej wewnętrznego promienia. Dodatkowo przeprowadzimy symulacje innych procesów zachodzących w pobliżu czarnej dziury, które mogą modyfikować i uzupełniać napęd ciśnienia promieniowania, takich jak zderzenia chmur, ich przejścia przez dysk, a także przeloty gwiazd przez dysk i dżet. W aktywnych jądrach galaktyk współistnieje bowiem gwiazdowa gromada jądrowa. Takie symulacje pomogą nam stworzyć różne funkcje transferu.

Właściwości modeli przetestujemy na podstawie symulowanych krzywych blasku. Ostatecznie zastosujemy opracowane pakiety do rzeczywistych danych fotometrycznych z Obserwatorium Very C. Rubin, które w ramach projektu Legacy Survey of Space and Time (LSST) zacznie udostępniać dane w 2024 roku. Skorzystamy wyłącznie z danych z Deep Drilling Fields, ponieważ tylko ich pokrycie czasowe jest wystarczająco gęste dla naszej analizy. Mamy zapewniony dostęp do tych danych, ponieważ B. Czerny jest członkiem polskiego konsorcjum LSST z pełnymi prawami do danych. Dzięki temu będziemy mogli zmierzyć wartość stałej Hubble’a oraz oszacować prawdopodobne błędy systematyczne, które dominują nad statystycznymi.