来自星系核的天体物理引力波回声

星系核（GNs）是致密的恒星环境，拥有丰富的供 LIGO、VIRGO 和 KAGRA 探测的引力波（GW）源。引力波可能产生自恒星质量黑洞（BH）或中子星并合，其前置过程包括引力轫致辐射、动态散射遭遇、由中心超大质量黑洞（SMBH）驱动的 Kozai-Lidov 型振荡，或在存在气体情况下的气体辅助并合。在本文中，我们考察了一种用于识别星系核中源的“确凿证据”特征：被中心超大质量黑洞散射的引力波。这产生了一个次级信号，即天体物理引力波回声，其时频演化与初级信号非常相似，但在一段时间延迟后到达。我们确定了引力波回声的幅度和时间延迟分布作为源距超大质量黑洞距离的函数。对于距离在 10-10^4 史瓦西半径之间的源，约 10%-90% 可探测回声在初级引力波之后 $\sim(1-100)M_6\,\mathrm{sec}$ 内到达，其中 $M_6=M_{\rm SMBH,z}/(10^6\,\mathrm{M}_{\odot})$，$M_{\rm SMBH,z}$ 为观测者参考系下的超大质量黑洞质量。对于高信噪比（SNR）的初级引力波，回声到达时间系统性地更长，此时引力波回声射线在大偏转角下发生散射。具体而言，对于回声探测下限为初级信号幅度 0.02 倍的源，约 10%-90% 的分布移至 $\sim(5-1800)M_6\,\mathrm{sec}$。我们发现，如果源距超大质量黑洞的距离为 50（200）个史瓦西半径，则约 5%-30%（约 1%-7%）的引力波源具有大于初级信号幅度 0.2-0.05 倍的回声幅度。未探测到回声可以排除引力波源靠近超大质量黑洞的可能性。