近年来，先进的激光干涉引力波天文台（aLIGO）探测到了黑洞合并事件，其中大部分事件都是由质量大于$30~M_\odot$的黑洞引起的。特别是，对GW170104的观测表明，动态组装的双星有利于错位自旋的分布。有人认为，在富气环境下，多个BH系统中的“偶然相遇”可以导致不相关BH的合并。在本文中，我们考虑的合并的非关联BH，符合大量BH合并事件。为此，我们模拟了一个多BH系统与后牛顿$N$体代码将气体吸积和广义相对论效应。结果表明，气体动力学摩擦有效地促进了$n_\mathrm{gas}\gtrsim 10^6\,\mathrm{cm}^{-3}$致密气体中BH的三体相互作用，从而使BH在$30$ Myr内发生并合.这种情况预测自旋倾斜的各向同性分布。在与GW 150914一致的模型中，要求种子BH的质量为$\gtrsim 25~M_\odot$。这种“偶然相遇”的BH合并的潜在地点是活动星系核（AGN）盘和致密的星际云。假设LIGO O 1，我们粗略地估计了活动星系盘中PopI黑洞和PopIII黑洞的事件发生率分别为$\simeq 1-2\,\mathrm{yr}^{-1}$和$\simeq 1\,\mathrm{yr}^{-1}$。活动星系核的多次发作可能会使速率提高大约一个数量级。对于稠密星际云中的大质量PopI黑洞，其速率为$\simeq 0.02\,\mathrm{yr}^{-1}$。因此，高密度活动星系核盘是一个更合理的网站合并的机会会议BH。
英文摘要：
Recently, advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (aLIGO) has detected black hole (BH) merger events, most of which are sourced by BHs more massive than $30~M_\odot$. Especially, the observation of GW170104 suggests dynamically assembled binaries favoring a distribution of misaligned spins. It has been argued that mergers of unassociated BHs can be engendered through a "chance meeting" in a multiple BH system under gas-rich environments. In this paper, we consider the merger of unassociated BHs, concordant with the massive BH merger events. To that end, we simulate a multiple BH system with a post-Newtonian $N$-body code incorporating gas accretion and general relativistic effects. As a result, we find that gas dynamical friction effectively promotes three-body interaction of BHs in dense gas of $n_\mathrm{gas}\gtrsim 10^6\,\mathrm{cm}^{-3}$, so that BH mergers can take place within $30$ Myr. This scenario predicts an isotropic distribution of spin tilts. In the concordant models with GW150914, the masses of seed BHs are required to be $\gtrsim 25~M_\odot$. The potential sites of such "chance meeting" BH mergers are active galactic nucleus (AGN) disks and dense interstellar clouds. Assuming the LIGO O1, we roughly estimate the event rates for PopI BHs and PopIII BHs in AGN disks to be respectively $\simeq 1-2\,\mathrm{yr}^{-1}$ and $\simeq 1\,\mathrm{yr}^{-1}$. Multiple episodes of AGNs may enhance the rates by roughly an order of magnitude. For massive PopI BHs in dense interstellar clouds, the rate is $\simeq 0.02\,\mathrm{yr}^{-1}$. Hence, high-density AGN disks are a more plausible site for mergers of chance meeting BHs.
Little Red Dots as self-gravitating discs accreting on supermassive stars: Spectral appearance and formation pathway of the progenitors to direct collapse black holes
Niels Bohr International Academy, The Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；Center of Gravity, Niels Bohr Institute（引力中心，尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Astrophysics, University of Zurich（苏黎世大学天体物理学系）
Detection of a parsec-scale, compact, and fading ejecta from an accreting massive black hole
Xinjiang Astronomical Observatory, CAS（中国科学院新疆天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Onsala Space Observatory（翁萨拉太空观测站）；Peking University（北京大学）
Direct collapse of exceptionally heavy black holes in the merger-driven scenario
我们重新审视了在红移$z\sim 10$的气体丰富，金属丰富的星系合并形成的超大质量盘（SMD）的条件。我们发现SMD自然形成流体静力学核心，经过快速吸积超大质量恒星阶段，然后通过广义相对论不稳定性直接坍缩成大质量黑洞。核心的增长和崩溃发生在$\sim 5\times 10^5$年从SMD的形成，产生明亮的电磁，中微子和引力波瞬变，典型的持续时间为几分钟，并分别在地球上的$\sim 10^{-8}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$和$\sim4\times 10^{-21}$的典型通量和典型的应变幅度。我们提供了一个简单的拟合公式，由此产生的黑洞的质量，范围从几个$10^6$ M $_{\odot}$到$10^8$ M $_{\odot}$取决于初始SMD配置。至关重要的是，我们的分析不需要对气体的热性质进行任何特定的假设，也不需要对SMD内的角动量损失机制进行任何特定的假设。基于这些发现，我们认为，合并驱动的场景提供了一个强大的路径快速形成超大质量黑洞在$z > 6$。它提供了一个解释的起源，最明亮和最古老的类星体，而不需要一个持续的增长阶段，从一个小得多的种子。它的确凿证据可以通过多信使观测直接进行测试。
A Close Quasar Pair in a Massive Galaxy Merger at $z=5.7$
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）
Black Hole merger rates in the first billion years in light of JWST data
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Departamento de Astronomía Cerro Calan, Universidad de Chile（智利大学塞罗卡兰天文学系）；Millennium Nucleus on Transversal Research and Technology to Explore Supermassive Black Holes (TITANS)（探索超大质量黑洞跨学科研究与技术千年核（TITANS））；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫A.邓普林天文学与天体物理学系）；Departemen Fisika, FMIPA, Universitas Indonesia（印度尼西亚大学理学院物理系）；LUX, Observatoire de Paris, Universitè PSL, Sorbonne Universitè, CNRS（巴黎天文台卢克斯实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）
The Pairing of Accreting Massive Black Holes in Multiphase Circumnuclear Disks: the Interplay between Radiative Cooling, Star Formation, and Feedback Processes
Signatures of Compact Object Mergers Inside Stars in AGN Disks
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平流层研究所计算天体物理中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Department of Science, BMCC, City University of New York（纽约市立大学布朗克斯社区学院科学系）；Departament de Física, Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学物理系）；Institute of Applied Computing & Community Code (IAC3), Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学应用计算与社区代码研究所）；Department of Physics and Astronomy, Stony Brook University（石溪大学物理与天文学系）；JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学与美国国家标准与技术研究院联合JILA研究所）
Massive black hole binary inspiral and spin evolution in a cosmological framework
大质量黑洞（MBH）双星螺旋内的时间尺度是不确定的，它们的自旋甚至更不受约束。自旋错位，以及不相等的质量比和自旋幅度，在引力辐射中引入了不对称性，这给合并的MBH带来了反冲。了解MBH双星自旋如何演化对于确定它们的反冲速度、LISA可探测到的引力波（GW）波形以及它们在星系中的合并后留存率以及随后的合并率至关重要。在这里，我们提出了一个新的研究，介绍了一个亚分辨率模型的气体和GW驱动的MBH二进制自旋演化使用人口的吸积MBH从插图宇宙流体动力学模拟。我们还通过动力学摩擦，恒星散射，粘性气体阻力和GW排放模型的次分辨率二进制inspiral。我们的模型假设微分吸积，这会导致更大的调整二级MBH自旋不等质量合并。我们发现在我们的人群中有47%的MBH通过$z=0$合并。其中，在我们的（保守的）基准模型中，19%的公司在合并时有未对齐的初选，10%的公司在合并时有未对齐的次级初选。然而，MBH失调分数强烈依赖于吸积盘参数。减少吸积率的一个因素的100，在一个较厚的光盘，产生79%和42%的初级和次级的错位，分别。即使在基准模型中，超过12%的双星经历了$>500$ km s $^{-1}$的反冲，这可能会使它们至少暂时离开星系核。我们还发现，大量的系统经历强进动。
Rapid growth in a dual AGN during a gas-rich merger at z~4.5
International Gemini Observatory/NSF NOIRLab（国际双子星天文台/美国国家光学红外天文研究实验室）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高级研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Department of Astronomy and Yonsei University Observatory, Yonsei University（延世大学天文学系及延世大学天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”, Università di Bologna（博洛尼塔大学“奥古斯托·里吉”物理与天文学系）；Department of Physics and Astronomy, Clemson University（克莱姆森大学物理与天文学系）；Institut d’Astrophysique de Paris (UMR 7095: CNRS & Sorbonne Universite)（巴黎天体物理研究所）；TU Dresden, Institute of Nuclear and Particle Physics（德累斯顿工业大学核与粒子物理研究所）；DESY（德国电子同步辐射实验室）；Deutsches Zentrum für Astrophysik（德国天体物理学中心）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；NSF NOIRLab, Gemini Observatory（美国国家光学红外天文研究实验室双子星天文台）；Department of Physics, University of Seoul（首尔大学物理系）；Department of Physics, University of Maryland Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校物理系）
