We report on a series of numerical simulations of gas clouds with self-gravity forming sink particles, adopting an isothermal equation of state to isolate the effects of gravity from thermal physics on the resulting sink mass distributions. Simulations starting with supersonic velocity fluctuations develop sink mass functions with a high-mass power-law tail $dN/d\log M \propto M^Γ$, $Γ= -1 \pm 0.1$, independent of the initial Mach number of the velocity field. Similar results but with weaker statistical significance hold for a simulation starting with initial density fluctuations. This mass function power-law dependence agrees with the asymptotic limit found by Zinnecker assuming Bondi-Hoyle-Littleton (BHL) accretion, even though the mass accretion rates of individual sinks show significant departures from the predicted $\mdot \propto M^2$ behavior. While BHL accretion is not strictly applicable due to the complexity of the environment, we argue that the final mass functions are the result of a {\em relative} $M^2$ dependence resulting from gravitationally-focused accretion. Our simulations may show the power-law mass function particularly clearly compared with others because our adoption of an isothermal equation of state limits the effects of thermal physics in producing a broad initial fragmentation spectrum; $Γ\rightarrow -1$ is an asymptotic limit found only when sink masses grow well beyond their initial values. While we have purposely eliminated many additional physical processes (radiative transfer, feedback) which can affect the stellar mass function, our results emphasize the importance of gravitational focusing for massive star formation.
Three-dimensional radiation hydrodynamics simulations of wandering intermediate-mass black holes considering the anisotropic radiation and dust sublimation
Cosmological simulations of the growth of supermassive black holes and feedback from active galactic nuclei: method and tests
提出了一种在宇宙学模拟中跟踪超大质量黑洞生长和活动星系核反馈的方法。我们的模型是Springel et al.（2005）模型的一个重大修改版本。由于宇宙学模拟缺乏分辨率和物理模型的多相星际介质，他们往往大大低估了邦迪-霍伊尔吸积率。因此，为了使低质量的BH生长，有必要通过大的特设因子来增加稠密气体中的预测的Bondi-Hoyle速率。我们探讨的物理制度，使用这些因素是合理的，并通过这引入一个新的处方气体吸积。活动星系核的反馈是通过将吸积气体的静止质量能量的一部分热耦合到周围介质中来模拟的。我们描述的实施以及模型的局限性，并激励所有的变化相对于以前的工作。我们调查的鲁棒性的预测宇宙恒星形成的历史，红移零宇宙BH密度，BH标度关系，和星系特定的恒星形成率。我们发现，需要增加预测的吸积率，在文献中的标准程序，是最重要的不确定性来源的自由。我们的模拟表明，超大质量黑洞能够调节其增长，释放一个固定的能量为一个给定的晕质量，独立于假设的AGN反馈的效率，这套标准化的BH标度关系。无论BH种子最初是放置在BH缩放关系的上方还是下方，它们都生长到相同的关系上。AGN反馈有效地抑制了大质量星系中的恒星形成。
The physical origin of super-competitive accretion during the formation of the first supermassive black holes
数值模拟显示了一种被称为“超级竞争吸积”的情况的发生，这个术语描述了一种情况，即只有中心的少数天体变得超大质量，而大量的恒星竞争储存库，具有$\gtrsim0.1$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的显著吸积流。这种情况特别意味着，碎片的存在不一定会阻碍中心大质量物体的形成。我们在这里探索这种现象，通过碰撞和吸积增长的分析估计，考虑由于自引力以及邦迪-霍伊尔吸积吸积。特别是，我们探讨了在什么条件下的吸积到中心的大质量的对象打破，并得出一个标准，取决于质量最大的对象的质量和质量的碎片。对于尺寸约为$0.1$ ~pc的致密团簇，我们进一步发现碰撞引起的质量增长与吸积引起的质量增长是相当的。通过与数值模拟的比较，我们的结果得到了验证，我们总体上得出结论，超竞争吸积是一个有效的机制，在早期宇宙中形成非常大的物体。
Learning the Universe at High Redshifts: Impact of Accretion Modeling on Early Black Hole Growth
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Harvard University（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）
A Streamer Driving Misalignment in the Circumtriple Disk of GW Ori
University of Florida（佛罗里达大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Galway（戈尔韦大学）；Queen Mary University of London（伦敦玛丽女王大学）
研究发现 GW Ori 三星系统的流致最外侧尘埃环对准偏差约 3°，可能是其盘结构错位的驱动因素，该流或源于邦迪-霍伊尔吸积，GW Ori 仍与诞生星云保持动力学联系。
Making massive stars in the Galactic Centre via accretion onto low-mass stars within an accretion disc
在银河系中心超大质量黑洞的$\sim 0.4$ pc内观测到的超大质量恒星的起源是一个谜。来自黑洞的潮汐力可能会抑制{ \it in situ}恒星的形成，而年轻的大质量恒星似乎会排除在其他地方形成，然后（以某种方式）进入银河系中心。在这里，我们考虑第三种方法来产生这些大质量的恒星，从低质量的恒星包含在核星团，围绕着超大质量黑洞。一个经过的气体云可以被超大质量黑洞潮汐般撕碎，在黑洞周围形成一个吸积盘。嵌入吸积盘中的恒星会通过邦迪-霍伊尔吸积从盘中吸积气体，其中吸积速率为$\dot{M}_\star \propto M_\star^2$。这种超指数增长的吸积可以导致恒星质量的急剧增加，在某些情况下达到所需的40-50 M $_\odot$。质量增长率敏感地依赖于恒星的轨道偏心率及其倾角。当恒星被圆盘捕获时，轨道倾角和/或它们的偏心率的演变，以及它们的轨道被圆化，将增加产生的大质量恒星的数量。因此，吸积到低质量恒星上会导致银河系中心和其他星系核的超重恒星质量函数。产生的大质量恒星将通过超新星爆炸污染环境，并可能产生紧凑的双星，其合并可能被LIGO-VIRGO引力波天文台检测到。
Accretion rates of stellar-mass compact objects embedded in AGN discs
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
