We calculate cosmic distributions in space and time of the formation sites of the first, "Pop III.1" stars, exploring a model in which these are the progenitors of all supermassive black holes (SMBHs), seen in the centers of most large galaxies. Pop III.1 stars are defined to form from primordial composition gas in dark matter minihalos with $\sim10^6\:M_\odot$ that are isolated from neighboring astrophysical sources by a given isolation distance, $d_{\rm{iso}}$. We assume Pop III.1 sources are seeds of SMBHs, based on protostellar support by dark matter annihilation heating that allows them to accrete a large fraction of their minihalo gas, i.e., $\sim10^5\:M_\odot$. Exploring $d_{\rm{iso}}$ from $10 - 100\:\rm{kpc}$ (proper distances), we predict the redshift evolution of Pop III.1 source and SMBH remnant number densities. The local, $z=0$ density of SMBHs constrains $d_{\rm{iso}}\lesssim 100\:\rm{kpc}$ (i.e., $3\:\rm{Mpc}$ comoving distance at $z\simeq30$). In our simulated ($\sim60\:\rm{Mpc}$)$^3$ comoving volume, Pop III.1 stars start forming just after $z=40$. Their formation is largely complete by $z\simeq25$ to $20$ for $d_{\rm{iso}}=100$ to $50\:\rm{kpc}$. We follow source evolution to $z=10$, by which point most SMBHs reside in halos with $\gtrsim10^8\:M_\odot$. Over this period, there is relatively limited merging of SMBHs for these values of $d_{\rm{iso}}$. We also predict SMBH clustering properties at $z=10$: feedback suppression of neighboring sources leads to relatively flat angular correlation functions.
Probing supermassive stars and massive black hole seeds through gravitational wave inspirals
我们提出了一个新的引力波发射源：原始超大质量恒星内部致密碎片的螺旋辐射。这样的系统被认为是超大质量黑洞（SMBH）形成过程中的一个重要通道，但人们对此知之甚少。一个模型表明，在原子冷却的原始晕中，$0.1$-1 M $_\odot$ /yr的高吸积率可能导致核燃烧SMS的形成。这最终将通过相对论不稳定性发生坍缩，留下巨大的BH残留物。最近的模拟表明，超大质量恒星很少单独形成，而伴星甚至形成的黑洞可能会被捕获/吸积，并由于气体动力学摩擦而螺旋进入SMS核心。在这里，我们探讨了从这样的吸气产生的GW发射，这可能会探测SMS的形成和演化和第一个超大质量黑洞的种子。我们使用一个半解析的气体动力学摩擦模型的吸气在SMS来表征其属性。我们发现这样的来源可能是潜在的观察到即将到来的空间出生的GW探测器在其形成的红移与引力透镜的好处。密切相关的准恒星合并可能会产生更强的信号，尽管从其他高z事件中消除这种事件可能具有挑战性。
The formation of supermassive black holes from Population III.1 seeds. IV. Self-regulated seeding from supermassive star ionizing feedback
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Modena & Reggio Emilia（摩德纳与雷焦艾米利亚大学）；University of Oxford（牛津大学）；University of Memphis（孟菲斯大学）；Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Università degli Studi di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）
Growth of Supermassive Black Hole Seeds in ETG Star-Forming Progenitors: Multiple Merging of Stellar Compact Remnants via Gaseous Dynamical Friction and Gravitational Wave Emission
Light or heavy supermassive black hole seeds: the role of internal rotation in the fate of supermassive stars
超大质量黑洞是星系演化的关键因素。然而，其起源仍有很大争议。在一个主要的形成场景中，$\sim100$ M $_{\odot}$黑洞是由超大质量恒星（$\gtrsim 10^{4-5}$ M $_{\odot}$）的内核坍塌造成的，该恒星是由原始气体在$z\sim 15$新形成的星系中心快速积累（$\gtrsim 0.1 $ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）而产生的。随后的演化仍然是推测性的：超大质量恒星中剩余的气体可以直接进入新生的黑洞，或者它的一部分可以形成一个中央吸积盘，其光度维持周围的大质量和几乎流体静力学的包络（称为“准星”的系统）。为了解决这一点，我们考虑了旋转对准恒星的影响，因为角动量不可避免地被积累的气体输送到星系核。使用一个模型的内部重新分配的角动量，定性匹配的结果从模拟旋转对流恒星信封，我们表明，准恒星的信封质量大于几个$10^{5}$ M $_{\odot} \times (\rm black~hole~mass/100 M_{\odot})^{0.82}$有高度次开普勒气体运动在其核心，防止气体循环外的黑洞的视界。质量较小的类恒星可能会形成，但在吸积光度解开包层之前，它们只能持续$\lesssim 10^4$年，从而抑制黑洞的生长。我们推测，这可能最终导致一个双黑洞种子人口：（i）大规模（$>10^{4}$ M $_{\odot}$）种子形成…
A two-phase model of galaxy formation: IV. Seeding and growing supermassive black holes in dark matter halos
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（美国马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）
SEEDZ: Rapid Galaxy Assembly as a Pathway to Supermassive Stars, Dense Stellar Environments and Massive Black Hole Seeds
Maynooth University（梅努斯大学）；Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University College Cork（科克大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
The role of gas fragmentation during the formation of supermassive black holes
我们已经进行了宇宙学流体动力学模拟，研究在直接坍缩形成的场景中的SMBH种子质量的碎裂的效果。我们考虑了不同的背景紫外线强度，主机晕自旋，晕合并的历史。我们在低自旋晕中的模拟，在强紫外背景的存在下，与直接坍缩黑洞模型一致，其中一个单一的大质量物体$\sim10^5$ M $_{\odot}$形成于原星系的中心。而在我们的模拟下的低紫外背景下，我们发现碎片和各种次要种子的形成。这些碎片的质量为10 $^3$ - 10 $^4$ M $_{\odot}$。如果我们考虑到它们之间潜在的合并，以及这些小物体在宇宙时间中形成的时间比大质量的单个种子更早，这些值就很重要了。在我们的一个模拟中，我们观察到即使在强紫外线强度的存在下，气体也会碎裂。该结构出现在一个暗物质晕中，该晕是在各种合并事件后形成的，并且具有最高的自旋值。在该运行中获得的最终质量为$\sim 10^5$ M $_{\odot}$。从这些结果中，我们得出结论，碎片实际上产生了质量较小的物体，然而，它们仍然倾向于合并。在形成许多碎片的模拟中，它们都随着时间的推移而接近最大的一个。我们看到实现DCBH所需的UV强度值的强度没有唯一性，因为它取决于其他因素，如我们案例中的系统动力学。
Co-evolution of Supermassive Black Holes and their Host L* galaxies: implications for Milky Way and M31
Universidad de Buenos Aires, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales（布宜诺斯艾利斯大学，理学院）；CONICET-Universidad de Buenos Aires, Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE)（阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学，天体物理学与空间物理研究所（IAFE））；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学，天体物理研究所）
Supermassive Black Hole Assembly from Heavy Seeds with Dynamical Friction in the BRAHMA Simulations: Implications for JWST, LISA, and the Local Universe
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）；University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron institute（西蒙斯基金会平顿计算天体物理中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Yale University（耶鲁大学）；Black Hole Initiative, Harvard University（哈佛大学黑洞倡议计划）
Direct Collapse to Supermassive Black Hole Seeds with Radiative Transfer: Isolated Halos
暗物质晕内的直接坍缩是形成高红移超大质量黑洞种子的一条有效途径。这种坍缩的外部仍然是光学薄的，并且已经使用数值模拟进行了深入的研究。然而，坍缩的最内部区域预计会变得光学厚，需要我们跟踪辐射场，以了解其随后的演变。到目前为止，绝热近似仅用于此目的。我们应用辐射转移在通量限制扩散（FLD）近似解决耦合气体和辐射的演化，孤立的晕。对于孤立DM晕内的直接坍缩，我们发现：（1）光球在~10^{-6} pc时形成并迅速向外膨胀。(2)一个中央核心的形式，与质量的~1钼，支持热气体压力梯度和旋转。(3)（4）这一过程伴随着强烈的各向异性外流，另一个核在附近形成并迅速生长。(5)从这些核心周围的光球层发出的典型辐射光度约为5 x 10^{37}-5 x 10^{38}尔格/秒，与爱丁顿光度相当。(6)这一过程有两个变率时间尺度：一个是长变率，与中心~10^{-4}-10 ^{-3} pc的吸积流有关;另一个变率时间尺度为~0.1年，与辐射扩散有关。(7)绝热模型已经运行的比较和他们的演变深刻不同的FLD模型，通过形成一个中心的几何厚盘。总的来说，绝热状态方程不是直接坍缩高级阶段的良好近似，主要是因为FLD中的辐射能够由于光学深度和相关梯度的各向异性而逃逸。
