理論モデル
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/07 08:03 UTC 版)
配偶者の選択の理由に関する説明としては、（代表的なものとして）「ランナウェイ説」や「ハンディキャップ説」などの理論モデルがある。 →#配偶者選択の理論モデル 「一つの種において、ある性（ほとんどの場合は雌）の個体数や交尾の機会はもう一方の性よりも少ない[要出典]。それゆえ、交尾をめぐる個体間の争いが起き、進化を促す。[要出典]」とも 本項では便宜上、主としてメスがオスを選ぶ場合を想定して記述する。
※この「理論モデル」の解説は、「性淘汰」の解説の一部です。
「理論モデル」を含む「性淘汰」の記事については、「性淘汰」の概要を参照ください。
理論モデル
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/17 04:22 UTC 版)
「エプスタイン–ジン型選好」の記事における「理論モデル」の解説
デイヴィッド・クレプスと Evan L. Porteus によって導入された再帰的効用関数は二つの要素からなる。一つが時間についてのアグリゲーター（英: time aggregator）で不確実性が無いことについての好ましさを特徴づけるものであり、もう一つがリスクについてのアグリゲーター（英: risk aggregator）で同時点におけるギャンブルについての好ましさを特徴づけ、将来の効用についてのリスクを集約するために使われるものである。エプスタイン–ジン型選好においては、時間についてのアグリゲーターが現在の消費と将来の効用の確実性等価について一次同次なCES型アグリゲーター（英語版）である。特に時点 t 以降における、潜在的に確率的であるような正のスカラーで表される消費の列 { c t , c t + 1 , c t + 2 , . . . } {\displaystyle \{c_{t},c_{t+1},c_{t+2},...\}} についての時点 t における効用の指標 U t {\displaystyle U_{t}} は以下の非線形な確率差分方程式（英語版）の解として再帰的に定義される。 U t = [ ( 1 − β ) c t ρ + β μ t ( U t + 1 ) ρ ] 1 / ρ , {\displaystyle U_{t}=[(1-\beta )c_{t}^{\rho }+\beta \mu _{t}(U_{t+1})^{\rho }]^{1/\rho },} ここで μ t ( ) {\displaystyle \mu _{t}()} は実数値の確実性等価オペレーターである。パラメーター 0 < β < 1 {\displaystyle 0<\beta <1} により時間選好の限界比率が定まり、 1 / β − 1 {\displaystyle 1/\beta -1} となる。またパラメーター ρ < 1 {\displaystyle \rho <1} により異時点間の代替の弾力性が定まり、 E I S = 1 / ( 1 − ρ ) {\displaystyle EIS=1/(1-\rho )} となる。エプスタインとジンは様々な確実性等価オペレーターを考慮したが、理論研究においても実証研究においても一般的に用いられるのは μ t ( U t + 1 ) = [ E t U t + 1 α ] 1 / α {\displaystyle \mu _{t}(U_{t+1})=[E_{t}U_{t+1}^{\alpha }]^{1/\alpha }} という関数形のものである。ここで E t {\displaystyle E_{t}} は意思決定者が時点 t において利用可能な情報で条件づけた、 U t + 1 {\displaystyle U_{t+1}} の確率分布による期待値である。パラメーター α < 1 {\displaystyle \alpha <1} はリスク回避度 R R A = 1 − α {\displaystyle RRA=1-\alpha } として解釈でき、他の値が一定のままで α {\displaystyle \alpha } が小さくなれば、意思決定者はよりリスクを回避しようとする。パラメーターが α = ρ {\displaystyle \alpha =\rho } であれば、時間について加法分離的な期待効用関数となる。 重要なのは、フォンノイマン–モルゲンシュテルン型効用関数（例えばCRRA型効用関数）と異なり、エプスタイン–ジン型選好は（上において ρ {\displaystyle \rho } で決定される）異時点間の代替の弾力性と（上において α {\displaystyle \alpha } で決定される）リスク回避度を無関係にすることが出来るということである。
※この「理論モデル」の解説は、「エプスタイン–ジン型選好」の解説の一部です。
「理論モデル」を含む「エプスタイン–ジン型選好」の記事については、「エプスタイン–ジン型選好」の概要を参照ください。
理論モデル
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/17 08:01 UTC 版)
極端ヘリウム星の形成について、以下の2つのシナリオが提案された。 「二重生成モデル（DDモデル）」では、軽量のヘリウム白色矮星とより重い炭素-酸素白色矮星からなる連星系で形成された、と説明した。2つの星は既に核融合によるエネルギー生成をやめ、コンパクト天体となっている。両星の公転運動で重力波が放出されることによりお互いの軌道は小さくなり、最終的に合体に至る。合体した際の質量がチャンドラセカール限界を超えなければ、炭素-酸素白色矮星に降着したヘリウムが着火し、超巨星へと進化する。こうして極端ヘリウム星が生まれ、またやがて冷却して白色矮星となる。 「ファイナルフラッシュモデル（FFモデル）」では、漸近巨星分枝を離れた後に極端ヘリウム星へと進化する可能性を示唆した。白色矮星へと冷却が進む間に、コアを取り囲むヘリウム殻のヘリウムが着火して、外層が急激に膨張することがある。このエンベロープの中の水素が消費され尽くすと、星は水素欠乏状態となり、収縮して極端ヘリウム星を形成する。 7つの極端ヘリウム星の元素量を調査した結果、DDモデルによって予測された値と一致した。
※この「理論モデル」の解説は、「極端ヘリウム星」の解説の一部です。
「理論モデル」を含む「極端ヘリウム星」の記事については、「極端ヘリウム星」の概要を参照ください。
理論モデル
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/12 00:11 UTC 版)
発見当初から十数年間は、太陽の数百倍の質量を持つ恒星が対不安定型超新星となったシナリオや、太陽の数十倍の質量を持る大質量星が極超新星となったシナリオなど、大質量星の単独爆発とする説が主流であった。それに対して、2020年、マックスプランク天体物理学研究所、京都大学、広島大学等の共同研究チームにより、「白色矮星と大質量星からなる連星系において、白色矮星が大質量星に飲み込まれて共通外層を持つに至った後、白色矮星と大質量星のヘリウム核が合体して超新星爆発が起こる」というシナリオが提唱された。
※この「理論モデル」の解説は、「SN 2006gy」の解説の一部です。
「理論モデル」を含む「SN 2006gy」の記事については、「SN 2006gy」の概要を参照ください。
「理論モデル」の例文・使い方・用例・文例
- 理論モデルのページへのリンク
