Пульсары ограничили массы пар чёрных дыр на космическом рассвете

Команда под руководством Yiqin Chen из Пекинского педагогического университета вместе с участниками проекта Parkes Pulsar Timing Array впервые получила прямые ограничения на массы возможных пар сверхмассивных чёрных дыр в эпоху космического рассвета. Результаты опубликованы в Physical Review Letters в 2026 году. Исследователи проанализировали около 18 лет наблюдений 32 миллисекундных пульсаров и учли, как космологическое красное смещение влияет на оценку источников гравитационных волн.

Расчёты исключают равномассивные двойные системы с собственной массой чирпа порядка 10¹⁰ масс Солнца и выше в наногерцовом диапазоне. Ограничения относятся к двум объектам, известным по электромагнитным наблюдениям: квазару J0100+2802 с красным смещением z = 6,327 и галактике JADES-GS-z14-0 с z = 14,32. Гравитационные волны от этих систем пока не обнаружены, поэтому речь идёт о верхнем пределе их возможной массы, а не об открытии.

Почему красное смещение не всегда мешает поиску

Массив синхронизации пульсаров использует миллисекундные пульсары как природные часы. Радиотелескопы годами сравнивают ожидаемое время прихода импульсов с фактическим. Когда через Землю проходит длинная наногерцевая гравитационная волна, она слегка растягивает и сжимает пространство. Из-за этого импульсы приходят с задержками, которые согласованно меняются для всего массива.

Чем дальше источник, тем сильнее обычно ослабевает его сигнал. Но космологическое красное смещение меняет и частоту волны: одна и та же частота, зарегистрированная на Земле, соответствует более высокой частоте в системе двойной чёрной дыры. Значит, в момент излучения система могла быть на более поздней и мощной стадии сближения. Поэтому чувствительность к массе меняется неравномерно: на большом красном смещении усиление сигнала иногда частично компенсирует ослабление из-за расстояния.

Именно поэтому авторы не подставляли наблюдаемую массу напрямую как массу источника. Они использовали красное смещение и расстояние, чтобы перевести ограничение на сигнал в ограничение на собственную массу чирпа. Эта величина зависит от масс обеих чёрных дыр и особенно удобно описывает силу гравитационно-волнового сигнала. Подробное изложение метода можно сопоставить с материалами о подготовке научных статей, хотя выводы исследования определяются именно данными Parkes и принятой космологической моделью.

Для наглядности можно представить две системы, от которых наблюдатель получает волну одной частоты. Близкая двойная система может излучать её на более ранней стадии движения, когда сигнал слабее. Очень далёкой системе из-за красного смещения пришлось бы испускать волну на более высокой частоте, а значит, на более поздней стадии сближения, когда сигнал сильнее. Это лишь пример, поясняющий направление эффекта: реальные ограничения зависят также от частоты, расстояния, красного смещения и массы системы.

Координаты и красные смещения обоих объектов были известны заранее. Поэтому исследователи рассчитывали ограничения для конкретных направлений, а не искали источник по всему небу. Однако модель длительного непрерывного сигнала имеет предел применимости: у самых массивных систем переход к слиянию, кольцеванию и затуханию может произойти слишком быстро для такого анализа. Для этой стадии нужны отдельные поиски коротких всплесков.

Авторы также смоделировали, как можно будет определить положение источника, если его обнаружат. В искусственном наборе данных, соответствующем 40 годам наблюдений 32 пульсаров, они воспроизвели сигнал, похожий на сигнал от J0100+2802. Если использовать точные расстояния до шести пульсаров и сопоставить фазы сигнала у Земли и у пульсаров, 90-процентная область возможного положения в симуляции уменьшилась с 567,78 до 19,09 квадратного градуса. Это результат моделирования, а не точность определения положения уже обнаруженного источника.

Работа устанавливает ограничения, но не сообщает об обнаружении двойной сверхмассивной чёрной дыры. Она показывает, что пульсарные часы можно использовать для поиска систем с красным смещением выше 6, если учитывать космологическое растяжение волны, массу чирпа в системе источника и пределы модели непрерывного сигнала.