| ３つの PPNs の HST 画像と SEDS を 2-D 輻射輸送モデルでフィットした。 | これら天体の幾何学的配置とマスロスの性質も導いた。 |
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密度分布 軸対称極座標 (r, θ) で θ = 90 を赤道とする。密度 は ρ ∝ θβr-γ (r = [rin, rout]) と仮定する。 Kwok, Su, Hrivnak (1998) が発見した IRAS 17150-3224 のサーチライトを再現するため、単純に開放円錐 内部では密度を fscale 落とすという操作で空泡部も含めるようにした。 IRAS 17441-2411 の暗黒帯 Su, Volk, Kwok (1998) を再現するには円盤を導入する必要がある。視角（viewing angle）i = 0 は 正面向き(pole-on) で i = 90 は横向き(edge-on) である。 |
温度 先ず 1-D 計算を極と赤道方向のそれぞれで行う。他の θ 方向の温度 分布は以下の式で内挿する。 T(θ) = T(0) + [T(90)-T80)](θ/90)N T(180-θ) = T(theta;) ベストフィット ベストフィットの (β, γ, N) を画像と SED に対して探す。 IRAS 17150-3224 と IRAS 18095+2704 は LRS 9.7 μm 放射帯から O-リッチ である。IRAS 17441-2411 は LRS がのっぺりしているので非晶質炭素ダストを モデルに使用した。 |
 図１a．IRAS 17150-3224 のSED. 図１に SED を, 図２に画像をフィットした結果を示す。モデル画像が、 IRAS 17150-3224 のサーチライトビーム、IRAS 17441-2441 の暗黒帯を 再現していることに注意してほしい。 |
 図１b,c．上＝IRAS 18095+2705, 下＝IRAS17441-2411 のSEDｓ。 |
