质量为$>10^5$ M $_\odot$的超大质量恒星（SMS）被认为是在红移$z>6-7$观测到的最极端的超大质量黑洞的可能祖先。在这种情况下（“直接碰撞”），SMS以速率$>0.1$ M $_\odot$ yr $^{-1}$吸积，直到它通过广义相对论（GR）不稳定性坍缩成黑洞。旋转在这种超大质量黑洞种子的形成中起着至关重要的作用。在这种恒星形成的极端情况下，离心屏障显得特别强大。此外，旋转敏感地影响SMSs对GR的稳定性，以及随后的崩溃。特别是，它可能允许黑洞形成时的引力波发射和超长伽马射线暴，这是目前文献中提出的此类物体存在的主要观测特征。在这里，我提出了最新的模型的SMSs帐户吸积和旋转，并讨论了一些开放的问题和未来的前景，在这条研究线。
英文摘要：
Supermassive stars (SMSs), with masses $>10^5$ M$_\odot$, have been proposed as the possible progenitors of the most extreme supermassive black holes observed at redshifts $z>6-7$. In this scenario ('direct collapse'), a SMS accretes at rates $>0.1$ M$_\odot$ yr$^{-1}$ until it collapses to a black hole via the general-relativistic (GR) instability. Rotation plays a crucial role in the formation of such supermassive black hole seeds. The centrifugal barrier appears as particularly strong in this extreme case of star formation. Moreover, rotation impacts sensitively the stability of SMSs against GR, as well as the subsequent collapse. In particular, it might allow for gravitational wave emission and ultra-long gamma-ray bursts at black hole formation, which represents currently the main observational signatures proposed in the literature for the existence of such objects. Here, I present the latest models of SMSs accounting for accretion and rotation, and discuss some of the open questions and future prospects in this research line.
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…
Maximally accreting supermassive stars: a fundamental limit imposed by hydrostatic equilibrium
富含气体的星系的大合并提供了通过直接坍缩形成超大质量黑洞（SMBHs; $\gtrsim10^5$ M $_\odot$）的有利条件，因为它们可以在亚秒差距尺度上触发高达$10^4-10^5$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的质量流入。然而，在这种情况下，SMBH形成的通道，无论是暗坍缩（直接坍缩没有事先恒星阶段）或超大质量恒星（SMS; $\gtrsim10^4$ M $_\odot$），仍然未知。在这里，我们调查吸积率的限制，恒星可以保持流体静力平衡。我们计算流体静力学模型的SMSs吸积在$1-1000$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，并估计偏离平衡的后验考虑到有限的声速。我们发现吸积超过原子冷却极限（$\gtrsim10$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）的恒星只有在超大质量时才能维持流体静力平衡。在这种情况下，它们以一种向液性结构演化，也就是说，熵是局部守恒的，并且与质量坐标的平方根成比例。我们的结果意味着恒星只有在原子冷却晕的速率下（$\sim0.1-10$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）通过吸积才能变成超大质量。一旦它们是超大质量的，更大的速率是可能的。
在$z \sim$ 15 - 20形成的超大质量恒星是第一类类星体起源的主要竞争者之一，其中超过200个现在已经在$z >$ 6发现。这些恒星可能形成于原始的、原子冷却的晕，沉浸在强烈的莱曼-维尔纳紫外线背景中，或者在高度超音速的重子流中。原子冷却引发了灾难性的重子坍缩，能够以高达$\sim$ 1 M $_{\odot}$/年$^{-1}$的速度形成恒星。在这里，我们研究超大质量恒星的演化与更大和更精细的网格吸积率比以前的研究与\texttt{MESA}恒星演化代码。我们发现，它们的最终质量范围从3.5 $\times$ 10 PDMATHAMT M $_{\odot}$ - 3.7 $\times$ 10 $^5$ M $_{\odot}$在0.001 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ - 1 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，分别。我们还发现超大质量恒星的演化在吸积速率为0.01 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ - 0.02 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$时发散，超过这个吸积速率，它们沿着Hayashi轨道演化为冷的红超巨星，并在中心氢燃烧过程中通过广义相对论不稳定性坍缩，在这一点以下，它们演化为炽热的蓝超巨星，并在退出主序后的核燃烧寿命结束时坍缩。
Neutrino emission from the collapse of $\sim 10^4$ $M_\odot$ population III supermassive stars
我们计算的中微子信号从人口III超大质量恒星坍缩使用中微子转移代码最初开发的核心坍缩超新星和大质量恒星坍缩。使用这个代码，我们能够调查超大质量的恒星质量范围认为进行中微子捕获（$\sim 10^4$ M $_\odot$），质量范围已被忽视，因为中微子转移的困难，以前的作品。对于在这个质量范围内的模型，我们观察到一个中微子球与典型的大质量恒星中微子球相比，具有大半径和低密度。我们计算了从这个中微子球发射的中微子光变曲线。由此产生的中微子光度明显低于以前的分析模型的结果。我们简要地讨论了从超大质量恒星或中微子背景探测中微子爆发的可能性，并得出结论，前者是不太可能与目前的技术，除非SMS崩溃位于接近1 Mpc，而后者也是不太可能的，即使在非常慷慨的假设。然而，超大质量恒星中微子的背景仍然是人们感兴趣的，因为它可能是拟议中的暗物质直接探测实验的噪声源。
Discovery of minute-scale polarization angle rotation in a supermassive black hole jet
University of Crete（克里特大学）；Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute of Astrobiology, University of Crete（克里特大学天体生物学研究所）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡弗里德里希·亚历山大大学）
A dust-free hierarchically nested supermassive-star model for James Webb Space Telescope Little Red Dots
Universitat Politècnica de València（瓦伦西亚理工大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics at Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
Stellar binaries incident on supermassive black hole binaries: implications for double tidal disruption events, calcium-rich transients, and hypervelocity stars
On the maximum accretion rate of supermassive stars
在高红移观测到的最大质量的类星体的形成需要极端的气体流入，其长度达到中心致密天体的尺度。在这里，我们估计引力允许的最大流入速率下降到超大质量恒星的表面，这些超大质量黑洞的可能的祖先。我们使用的连续性方程和自由落体的假设，推导出最大允许流入率为各种密度剖面。我们应用我们的方法快速吸积超大质量恒星的质量-半径关系，以估计这些物体形成过程中允许的吸积率的上限。我们发现最大允许速率$\dot M_{\rm max}$由吸积体的紧性唯一给出。对于快速吸积的超大质量恒星的致密性，$\dot M_{\rm max}$与恒星质量$M$的关系是幂律的$\dot M_{\rm max}\propto M^{3/4}$。一旦$M\gtrsim1$ M $_\odot$，就允许原子冷却晕的速率（0.1 - 10 M $_\odot$ yr $^{-1}$）。一旦吸积体达到超大质量（$M\gtrsim10^4$ M $_\odot$），星系合并中预期的最大速率（$10^4-10^5$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）就可以达到。这些结果表明，超大质量恒星在通过广义相对论不稳定性坍缩之前可以吸积到质量为$>10^6$ M $_\odot$。在这样的质量下，坍缩预计会导致直接形成超大质量黑洞，甚至在富含金属的气体中，导致黑洞种子比传统的原子冷却晕直接坍缩模型要重得多。
Spin and mass of the nearest supermassive black hole
围绕吸积黑洞的热等离子体斑点或团块的准周期振荡（QPO）包含了关于黑洞质量和自旋的信息。吸积流中亮点的纬向振荡频率和黑洞事件视界旋转的频率是测量黑洞质量和自旋的有希望的观测特征。这两个频率都与吸积模型无关，完全由黑洞引力场的性质定义。借助吸积等离子体热点的信号调制对已知的QPO数据进行解释，揭示了银河系中心超大质量黑洞的克尔度规旋转参数$a=0.65\pm0.05$和质量$M=(4.2\pm0.2)10^6M_\odot$。同时，将观测到的11.5 min QPO周期分别与黑洞事件视界旋转周期和吸积流热点纬向振荡周期相对应.所描述的方法是适用于黑洞的吸积率低，吸积等离子体是透明的事件视界区域。
Spoon-Feeding Giant Stars to Supermassive Black Holes: Episodic Mass Transfer from Evolving Stars and Their Contribution to the Quiescent Activity of Galactic Nuclei
Multimessenger Constraints on Supermassive Dark Stars and Their Black Hole Remnants
International Center for Quantum-field Measurement Systems for Studies of the Universe and Particles (QUP,WPI), High Energy Accelerator Research Organization (KEK)（宇宙与粒子量子场测量系统国际中心（QUP,WPI），高能加速器研究机构（KEK））；Institute of Particle and Nuclear Studies (IPNS), High Energy Accelerator Research Organization (KEK)（粒子与核研究研究所（IPNS），高能加速器研究机构（KEK））；Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学（SOKENDAI））；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学卡弗里研究所（WPI））
