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缺乏观察到光学揭示的巨大（M> 8 m）年轻恒星物体（迈索斯）的结果是巨大恒星形成的快速时期尺度的结果：它们形成了巨大的恒星形成：在充满气体和灰尘的重嵌入区域中，因此恒星通常会由于内部或外部反馈而出现吸积阶段，无论是在恒星中都会出现时间。缺乏观察到形成恒星周围的盘外积聚盘的主要原因是地下和空间基观测值的空间分辨率有限。
在50 kpc的距离处，大型麦哲伦云（LMC）是一个方便的环境，用于搜索以银河系为众所周知的吸收迈索斯的外层面对应物。例如，最近发现了Subparsec量表分子流出8,9，以及发现HH 1177的发现，HH 1177是由MYSO10驱动的准直射流。尽管从形成恒星中检测分子流出并不一定意味着吸积盘的存在，但通常将准直喷的喷气式视为持续磁盘积聚的清晰路标。迄今为止，尚未直接检测出外部星系中旋转的旋转性开普勒（积聚）磁盘或环形磁盘，这使得HH 1177恒星/喷气系统成为搜索这些问题的理想目标。现在，Atacama大毫米阵列（ALMA）实现了检测和解决外部乳酸外乳腺癌中旋转的偶然气体所需的高敏性和高角度分辨率观测值。
这里报告的旋转结构是馈送HH 1177系统的中心恒星，该系统以前在光学集成场光谱观测中检测到了该系统。10。该系统位于LMC恒星区域N180，这是由OB关联LH 117进行的经典H区域（参考文献11,12）。HH 1177具有双极（外部）离子射流，总（预测）范围为11个PC，源自中心来源（图1）。根据红外光谱能量分布（SED）13估计，它被归类为质量为12 m的MYSO。这些结果表明，由于当前的进化阶段，中央恒星可能是B型而不是O型恒星。HH 1177的中央恒星在柱状分子云结构的尖端形成，朝向（在投影中）LH 117 Star簇的三个巨大恒星。HH 1177仍然是唯一已知的静脉外MYSO/JET系统，是研究MySO形成和外部银河系进化的独特实验室。在2019年和2021年，HH 1177的中央恒星以两种不同的配置将Alma带7（275-373 GHz）靶向，它们以不同的尺寸尺寸捕获了发射。这些观察结果结合在一起，导致连续分辨率分辨率为50 mas×40 mas（在LMC的距离处为2,500个AU）。ALMA观测值涵盖了分子线12CO（J = 3→2），13CO（J = 3→2），CS（J = 7→6）和CH3CN（J = 18→17）。除分子线外，还将以0.870毫米为中心的第四个光谱窗口用于连续观测，在HH 1177的中央恒星位置发现了一个紧凑的，略有解决的连续源。连续源。连续源（如图2a，b）的轮廓为0.28 mjy的峰值，emj and emj plux and emj and emj。在60°的位置角度向卷积的尺寸为50 mas×32 mas。
我们没有检测到CH3CN的发射，并且在光谱窗口内没有其他物种的伪造线检测。CS和13CO的速度图（图2a，b）是从多组分光谱分解中获得的，由于存在多个速度成分，这是必要的，这使分析复杂化（方法）。速度图追踪密集的气体运动学，并显示出明显的速度梯度，几乎垂直于离子射流的红色和蓝色裂片。射流方向由图2a，b中的黑色实线表示。红色和蓝色射流裂片的位置角分别相对于中央源为144°和-32°。我们使用的位置角度为55°，即相对于射流大约90°，以提取两条线的位置 - 速度（PV）图。
PV图（图2C，d）显示了旋转结构的特征“蝴蝶”形状，较高的气体速度较高，靠近中心，这与速度VROT R -α一致，α> 0。对于CS和13CO，CS和13CO，沿发射的动力学沿着发射的外边缘（点深蓝色线路）（图2C）。（α= 0.5）在最终区域（小于0.12 arcsec或0.029 PC或大约6,000 au的偏移量）。运动学与结构外部的纯自由下落（α= 1）一致。从通道图获得了对气体运动学的进一步见解（扩展数据图1和2）。通道图分别为CS和13CO衍生的全身速度分别为225.3和225.2 km S -1，确认最高的速度气体在中心恒星附近。因此，运动学表明分子线在MySO周围启动HH 1177射流的旋转气体结构。
我们通过将外膜的速度曲线与功率定律拟合5,14（方法和扩展数据图3），进一步探索旋转气体的运动学。对于这两个示踪剂，我们都可以排除径向中心（V r -1），而开普勒轮廓与数据一致，对于14.7±0.8 m和19.5±0.8 m和19.5±1.3 m的中心来源产生了（封闭的）质量m*（分别为CS和13Co）。派生的封闭恒星质量与源自SED拟合13的M*= 12 m广泛一致。
尽管与旋转结构范围内的开普勒旋转一致，但具有可变指数的最合适的功率定律（与固定指数相反）产生的指数α相当小于0.5，表明不同的运动学的组合（扩展数据图3）。随着开普勒旋转曲线的描述在较小的隔离下的运动学比较大的分离曲线更好，我们使用0.12 arcsec（6,000 au;方法）的偏移为关键半径，区分旋转结构的内部和外部部分。在内部区域（r< 6,000 AU), the kinematics are best described by Keplerian rotation (Fig. 3). This is particularly evident for CS given the better sampling of the data in this line. However, the data is insufficient to distinguish between the adopted central star mass of 15 M (obtained from the emission over the entire extent of the rotating structure) and a best-fitting Keplerian mass of approximately 9.6 M (obtained from only the emission within 6,000 AU). Large Keplerian disks with radii up to 1,000–3,000 AU have been detected around Milky Way MYSOs2,3,6. All except one of the most probable Keplerian disk candidates around B-type protostars (Galactic counterparts to the HH 1177 central star) also have spatially resolved disk radii in the approximately 1,000–3,600 AU regime15. Hence, although a factor of 2–6 larger than the aforementioned disk radii, 6,000 AU is of the same order of magnitude. In what follows, we use an outer radius of 6,000 AU as the ‘disk radius’ Rd for what we refer to as the ‘inner region’ of the rotating structure. However, we caution that the Keplerian disk is not well resolved, and the continuum source probably tracing the true disk in the inner regions, which material from the larger scales is falling onto) is only marginally resolved. We adopt Rd = 6,000 AU for further analysis as a useful limiting case.
The presence of a highly collimated bipolar jet and of rotating material transitioning to motion consistent with Keplerian dynamics around the central star of the HH 1177 system support the picture of this MYSO forming due to disk-mediated accretion and is in line with recent numerical models of a disk and jet system around massive protostars16,17. With all other known accreting MYSOs being in the Milky Way, the detection of the HH 1177 disk offers the opportunity to empirically analyse how the formation of massive stars might differ in an environment with comparatively lower metal and dust contents. To compare the HH 1177 system to Galactic counterparts, we computed the disk mass and accretion rate and analysed the disk stability.
We derived the disk gas mass Mg from the continuum image by assuming a gas-to-dust ratio of 380 for the LMC18 when converting between dust mass and gas mass. We found that Mg is between approximately 1.8 M and approximately 3.9 M by assuming a temperature of 100 or 50 K, respectively (Methods). These masses correspond to approximately 12–26% of the stellar mass. The mass of 1.8 M is consistent, within errors, with the value of approximately 0.5 M obtained from SED fitting of near-infrared observations of this source13. About half of the known high-mass (and intermediate-mass) protostars are above the one-to-one line in the relation between the gas mass of circumstellar structures (whether disks or toroids) and the enclosed stellar mass15. In this parameter space, the handful of known B-type stars with the highest likelihood of hosting Keplerian disks tend to fall below the line, having Mg < 0.3 M*; Fig. 4). The HH 1177 system is in the same region of the parameter space. This further supports the picture of the central star being a B-type star with a Keplerian circumstellar disk. When taking into account the disk radius (with the caveat that we are probably overestimating it), the ratio Mg/M* is comparable to what is found for Galactic counterparts with radii R > 2,000 AU (Fig. 4). This is further supported by the disk-averaged surface density (Σ = Mg/πRd2) of HH 1177 and the Galactic disks with R >随着磁盘质量随RD的增加，有2,000个AU的数量级相同。
磁盘具有质量毫克< 0.3 M*, the expectation of the disk being gravitationally stable19 is supported by a Toomre parameter Q >1（rd = 6,000 au）。尽管这是一致的，但在大约3倍以内，银河开普勒磁盘周围围绕B型恒星（图5），但数值工作表明，磁盘的碎片片段化取决于金属性，并且在低金属性下导致较高的片段化，导致较高的片段化21。此外，Adentelar磁盘倾向于以不稳定的时期开始生命，其次是后来的稳定时期22，而Q是局部参数，通常会随着磁盘半径而降低。因此，我们希望与带有开普勒磁盘的银河系B型恒星相比，HH 1177磁盘具有较低的Toomre Q参数，尤其是在6,000 au的半径上。但是，情况恰恰相反。尽管由于温度假设的高估磁盘半径和大的不确定性在产生Q的巨大价值方面起作用，但对于此超稳定磁盘的可能性是，HH 1177系统暴露于与较高的启动源的较低金属源相比，与较高的光子相比，可以防止较高的光照射剂量的较高的散热剂，从而使较高的光子散热造成了较高的速度。尽管N180中大约有14颗O型星（参考文献12），但它们通过外部加热来支撑磁盘的贡献可以忽略不计（方法）。
中央恒星的增长是由积聚的。对于低质量前序列序列星，质量吸积率与恒星质量为AS AS（参考文献24）。Beltrán和de Wit15比较了嵌入式和揭示的恒星的质量积聚速率，这些恒星跨越了从低质量前序列序列恒星到嵌入的高质量质体的质量范围。因此，他们还取样了不同的进化阶段。他们发现正面趋势与固定序列相比，嵌入的年轻恒星物体在系统上具有更高的质量积聚率，这与梅因序列恒星相比具有更高的质量积聚率，这表明随着进化阶段的降低，嵌入式幼小物体的质量积聚率更高。但是，由于缺乏具有积聚盘的光学揭示的高质量恒星（M> 10 m），这仍然是不确定的。先前派生的质量积聚率约为9.5×10-6 m yr -1（假设该质量增生率将HH 1177系统置于参数空间中的该差距（图5）。与光学揭示的Herbig AE/BE恒星相比，它将明显的转变与嵌入式高质量源的较高转变，从而增强了可能的暗示，即相同过程正在为所有中心恒星驱动积聚，并且高质量恒星的形成机制是低质量恒星形成的缩放版本。
总而言之，在几乎所有方面，驾驶HH 1177的中央高质量恒星的开普勒磁盘就像其银河系一样。但是，它突出有两个原因。首先是，它不是像所有其他已知的迈索斯那样被嵌入其出生的分子云中，而是唯一的光学揭示的高质量年轻恒星物体。第二个原因是磁盘的稳定性。我们建议这两者都是由于HH 1177系统的出生环境的低金属性和低粉状含量引起的，这会影响控制周围物质光学深度的物理过程。在较低的金属度下，恒星在光谱的极端紫外线中产生较高的光子。由于效率较低，周围气体的温度较高。这会导致更强的热压反馈以及更高的光蒸发速率。此外，较低的灰尘含量降低了整体连续光学深度。相反，尽管我们不能排除磁盘的最外部半径不稳定，但内部照射可能是通过稳定碎片来维持高磁盘温度的原因。确定这些环境差异的后果为我们对巨大恒星及其情节磁盘的形成和演变的理论理解提供了重要的限制。
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