1. Den enkleste og enkleste måten er å bruke brukerens skriftlige pakke usespss. Denne pakken fungerer imidlertid bare for 32-biters vinduer. 2. Den neste enkleste metoden hvis du har den tilgjengelig, bruker StatTranfer som gjør det mulig å konvertere mange typer filer fra ett format til et annet: En lisens kan bli brukt for så lite som 59 hvis du er student. 3. Det siste alternativet tar noen få skritt, men er gratis. en. Først installer R b. Deretter installerer du pakken Rcmdr fra pakkemenyen ved å velge Installer Pakker Pakkt-pakke Pakke (r) gtSelect Nærmeste MirrorgtRcmdr. c. Deretter åpner du Rcmdr-pakken ved å gå til menyen PackagesgtLoad Package. gtRcmdr d. Når Rcmdr laster, burde det laste R-vinduet. Velg fra menyen DatagtImport Datagt fra SPSS datasett e. Navn ditt datasett Data1 velg ok, finn nå din sav-fil. f. Hvis det ikke har vært noe problem opp til dette punktet, bør du nå ha et datasett i minnet som heter Data1. g. Nå kan du eksportere til en dta-fil med følgende kommando: write. dta (Data1, File DirectoryFile Name. dta) (I R må du spesifisere katalogdeler som enten eller ikke.) Klima Systemforelesningene - Mandag og onsdag, 11 : 00 AM - 12:15 PM Lab - Tirsdag, 4:10 PM -7 PM Solstråling og jordens energibalanse. Ta bort ideer og forståelser: Solenergi og tyngdekraft er de grunnleggende energikilder for jordens klimasystem. I det ideelle tilfellet (referert til som kvadratkropp) vil stoffet absorbere all energi som påvirker den i form av elektromagnetiske bølger, og som et resultat vil det varme opp og bli en strålekilde. Denne kvote og takequot av energi fører til en tilstand av likevekt, hvor den utgående strålingen balanserer den innkommende. Strømmen som utstråles fra en svart kropp, fordeles over alle bølgelengder, i en kvadrat-formet avhengighet av bølgelengden. Maksimal energi utstråles ved en bølgelengde som er proporsjonal med den inverse av den absolutte temperaturen. Den totale (integrert over alle bølgelengder) energi utstrålet fra en svart kropp er proporsjonal med den fjerde effekten av dens absolutte temperatur. Energifluksen som utstråler fra en punktkilde, faller som kvadratet av avstanden fra den. Derfor lyser lyset raskt mens man beveger seg vekk fra kilden. Ved å bruke disse grunnleggende lover og vite solens temperatur, kan vi beregne den såkalte quoteffectivequot eller quotemissionquot temperaturen på noen av sine omliggende planeter. Dette er temperaturen som planten ser ut til å ha når den ses fra verdensrommet. Jorden og andre planeter er ikke perfekte svarte kropper, da de ikke absorberer all innkommende solstråling, men reflekterte deler av det tilbake til rommet. Forholdet mellom de reflekterte og de innkommende energiene er betegnet planetarisk albedo. På grunn av sin sfæriske form er innkommende solstråling ikke like fordelt over planeten. På hvert øyeblikk lyser kun solen halvparten av planeteroverflaten, med maksimal stråling som kommer inn på lokal middag og mindre i andre tider på dagen. Den totale daglige strålingen minker fra ekvator til pol. Jordoverflaten skal derfor iboende være varmere ved ekvator enn den er ved polene. Imidlertid, 8230 Rotasjonsaksen roterer 23,5 døg vekk fra rotasjonsplanet rundt solen, noe som gjør at polene peker mot solen i solstice-tiden. Dette er årsaken til årstidene. Under solstice mottar stangen som peker mot solen og det omkringliggende området stråling i løpet av alle 24 timer på dagen, mens motsatt stang ikke mottar noen solenergi. Dette har potensialet til å gjøre polene så varme eller varmere enn ekvator i deres respektive sommertid hvis det ikke var for den store albedo i Polarregionene. Introduksjon. I snevre forstand er Climate gjennomsnittlig eller typisk tilstand av været på et bestemt sted og tidspunkt på året. Beskrivelsen inkluderer gjennomsnittet av slike variabler som temperatur, fuktighet, vindhet, skyighet, nedbør, synlighet etc. og også forventet rekkevidde av avvikene fra disse variablene fra gjennomsnittet. I videste forstand er klimaet imidlertid tilstanden til jordens beboelige miljø som består av følgende komponenter og samspillet mellom dem: Atmosfæren, det raskt reagerende medium som omgir oss og umiddelbart påvirker vår tilstand. Hydrosfæren, inkludert havene og alle andre reservoarer av vann i flytende form, som er hovedkilden til fuktighet for nedbør og hvilke vekslende gasser som CO 2. og partikler, slik som salt, med atmosfæren. Landmassene, som påvirker strømmen av atmosfæren og oceanene gjennom deres morfologi (dvs. topografi, vegetasjonsdekning og grovhet), den hydrologiske syklusen (dvs. deres evne til å lagre vann) og deres strålingsegenskaper som materie (faste stoffer, væsker og gasser) blåst av vindene eller kastet ut fra jordens indre i vulkanske utbrudd. Kryosfæren, eller iskomponenten i klimasystemet, enten på land eller på havets overflate, som spiller en spesiell rolle i jordens strålingsbalanse og ved bestemmelse av dyphavets egenskaper. Biota - alle former for liv - som gjennom respirasjon og andre kjemiske interaksjoner påvirker sammensetningen og fysiske egenskaper luft og vann. I vår generasjon får klimaet enestående oppmerksomhet på grunn av muligheten for at menneskelig aktivitet på jorden de siste par hundre årene vil føre til betydelig store og raske endringer i miljøforholdene. Disse endringene kan godt påvirke vår helse, komfortnivå og evne til å vokse og distribuere mat. Dette kurset introduserer klimasystemet og prosessene som bestemmer sin tilstand som et problem i fysikkvitenskapen. Målet vårt er å forklare klimasystemets egenskaper og styringsprosesser på en kvantitativ måte, slik at en bedre forståelse av dagens miljøproblemer kan oppnås. Kurset skal også gi grunnlag for videre, mer avansert studie av klimasystemet og dets individuelle komponenter eller prosesser. Klima systemet kurset er hovedsakelig opptatt av egenskapene til atmosfæren og hydrokfæren og de fysiske lovene som styrer deres oppførsel. Oppmerksomhet på den faste og levende jorden er også gitt, så langt de påvirker atmosfæren og hydrokfæren. Solid Earth and Life blir behandlet i mye mer detaljer i to separate kurs under EØS-paraplyen. Innenfor klimasystemet spiller atmosfæren den effektive kommunikatørens rolle. Atmosfæren er i stand til raskt å flytte og distribuere masse og varme over store avstander, horisontalt og vertikalt, og spre effekten av hyppige forstyrrelser til fjerne regioner i verden innen timer til dager fra deres forekomst. Atmosfæren påvirker direkte livet på jorden ved å forsyne gassene for åndedrett av vegetasjon og dyr og ved å flytte vann fra havområder som skal deponeres i flytende eller fast form på land. Atmosfæren beskytter også livet på jorden fra de ekstreme og potensielt skadelige effektene av direkte solstråling. Havene er viktigste på grunn av deres enorme varmeopplagringspotensial og deres evne til å distribuere denne varmen horisontalt. Vannets sammensetning og bevegelse i hydrokfæren opprettholder et rikt og variert livssystem. Utveksling av gasser og varme mellom hav og atmosfære bestemmer de fysiske egenskapene og sammensetningen av begge disse delsystemene, og er en av de primære klimaprosessene. Vi starter dette kurset i en studie av solstråling, den primære energikilden til jorden og dens klimasystem. Vi undersøker egenskapene til solen og dens energi og lovene som styrer overføringen av denne energien gjennom rom fra solen til jorden. Vi studerer deretter omformingen av denne solenergien på jorden og får først forståelse for hvordan denne energien former egenskapene til jordklimaet. Jordstrålingsbudsjettet Del 1: Energi fra solen. Energien som driver klimasystemet kommer fra solen. Når solenergiens energi når jorden, absorberes den delvis i ulike deler av klimasystemet. Den absorberte energien konverteres tilbake til varme. som får Jorden til å varme opp og gjøre den beboelig. Solstråleabsorpsjon er ujevn både i rom og tid, og dette gir opphav til det intrikate mønsteret og sesongvariasjonen av klimaet. For å forstå de komplekse mønstrene av jordens radiative oppvarming begynner vi å utforske forholdet mellom jord og sol gjennom hele året, lære om fysiske lover som regulerer radiativ varmeoverføring, utvikle begrepet radiativ balanse og utforske implikasjonene av alle disse for Jorden som helhet. Vi undersøker sammenhengen mellom solstråling og jordens temperatur og studerer atmosfæren og dens bestanddeler i denne samspillet, for å utvikle en forståelse av temaene som sesongens syklus og drivhuseffekten. Vi utfyller dette forelesningen ved hjelp av et sett med to laboratorieoppgaver som i mye mer detalj beskriver de romlige og årstidsmessige elementene i jordens strålingsbudsjett som de blir avslørt gjennom satellitt observasjoner av jorden. Solen og dens energi. Solen er stjernen som ligger i sentrum av vårt planetariske system. Den består hovedsakelig av hydrogen og helium. I solens interiør omdanner en termonukleær fusjonsreaksjon hydrogen til helium som frigjør store mengder energi. Energien skapt av fusjonsreaksjonen omdannes til termisk energi (varme) og øker temperaturen til solen til nivåer som er omtrent tjue ganger større enn jordens overflate. Solvarmeenergien beveger seg gjennom rom i form av elektromagnetiske bølger som muliggjør overføring av varme gjennom en prosess kjent som stråling. Solstråling skjer over et bredt spekter av bølgelengder. Strømmen av solstråling er imidlertid ikke delt jevnt over alle bølgelengder, men som vist i figur 1 er det ganske skarp sentrert på bølgelengdebåndet på 0,2-2 mikrometer (x3BCmone millionth of a meter). Som det fremgår av figur 2, omfatter stråleområdet ultraviolett stråling (UV 0,001-0,4 x 3BCm), synlig stråling (lys, 0,4-0,7 x 3BCm) og infrarød stråling (IR, 0,7-100 x3BCm). Fysikk av radiativ varmeoverføring. Før vi fortsetter å undersøke effekten av solstråling på jorden, bør vi ta et øyeblikk til å gjennomgå de fysiske lovene som regulerer overføring av energi gjennom stråling. Spesielt bør vi forstå følgende punkter: Den radiative varmeoverføringsprosessen er uavhengig av forekomst av materie. Det kan flytte varme selv gjennom tomt rom. Alle legemer avgir stråling og bølgelengden (eller frekvensen) og energiegenskapene (eller spektret) av strålingen bestemmes utelukkende av kroppens temperatur. Energifluksen faller som kvadratet av avstanden fra det utstrålende legemet. Stråling går gjennom en transformasjon når den møter andre gjenstander (fast, gass eller væske). Den transformasjonen avhenger av de fysiske egenskapene til objektet, og det er gjennom denne transformasjonen at stråling kan overføre varme fra det emitterende legeme til de andre gjenstandene. For å lese mer om disse punktene, gå til radiativ varmeoverføring. Strålingsoverføring fra sol til jord. Egenskaper for solstråling. Solen ligger i sentrum av vårt solsystem, i en avstand på ca 150 x 10 6 kilometer fra jorden. Med en overflatetemperatur på 5780 K (grader Kelvin grader C 273.15) er energifluksen på overflaten av Solen omtrent 63 x 10 6 Wm 2 (Vet du hvilken lov av radiativ overføring vi bruker til å beregne dette nummeret? kobling til radiativ varmeoverføring.) Denne strålingsfluxen maksimerer ved en bølgelengde på ca. 0,5 x 3BCm (kan du vise at dette er sant basert på lovene med radiativ varmeoverføring) som ligger midt i den synlige delen av spektret. Solstråling på jorden. Da solenergiens energi sprer seg gjennom rom, endrer spekulasjonsegenskapene seg ikke fordi plass inneholder nesten ingen forstyrrende materie. Men energifluksen faller monotont som kvadratet av avstanden fra solen. Således når strålingen når den ytre grensen til jordens atmosfære, flere hundre kilometer over jordens overflate, er strålingsflensen ca. 1360 Wm 2 (kan du beregne dette tallet fra flussen på overflaten av solen og avstanden til Jord Kan du finne ut fluxen på Pluto, som er 39 ganger så langt fra solen som Jorden). Effekt av banebrytende form. Strålingen øverst i atmosfæren varierer med om lag 3,5 i løpet av året. som jorden spinner rundt solen. Dette skyldes at jordens bane ikke er sirkulær, men elliptisk, med Solen plassert i et av fellene til ellipsen. Jorden er nærmere solen på en tid av året (et punkt referert til som perihelion) enn på motsatt tid (et punkt referert til som aphelion). Tiden av året når Jorden er ved perihelion beveger seg kontinuerlig rundt kalenderåret med en periode på 21.000 år. I dag skjer perihelon midt på den nordlige halvkule vinteren. Den årlige gjennomsnittlige radiative solenergifluksen på toppen av jordens atmosfære (1360 Wm 2) kalles iblant Solar Constant fordi den har forandret seg med bare noen få prosent over jordens siste historie (de siste hundre årene) . Det er imidlertid viktige variasjoner i denne fluxen over lengre, såkalte geologiske, tidsskalaer, som jordens istidssykluser tilskrives. Effekt av jordens sfæriske form. Hvis jorden var en plate med overflaten vinkelrett mot solstrålene, ville hvert punkt på den motta samme mengde stråling, en energifluks som tilsvarer solskonstanten. Imidlertid er Jorden en sfære og bortsett fra den delen som er nærmest solen, hvor sollysets stråler ligger vinkelrett på bakken, flater overflaten sin med hensyn til de innkommende energistrålene med områdene lengst borte parallelt med strålingen og dermed får ingen energi i det hele tatt (figur 5). Hellingen på jordens akse og årstidene. Hvis jordens akse var vinkelrett på planet for sin bane (og retningen for innkommende stråler av sollys), ville den strålende energifluksen falle som cosinus av breddegrad når vi beveger oss fra ekvator til pol. Imidlertid, som vist i figur 6, danner jordaksen en vinkel på 23,5deg med hensyn til baneplanet. peker mot et fikseringspunkt i rommet når det beveger seg rundt solen. En gang i året, på sommer solstice (den 21. juni) peker nordpolen rett mot solen og sydpolen er helt skjult for den innkommende strålingen. Et halvt år fra den dagen, på Vinter Solstice (ca. 21. desember) peker Nordpolen bort fra solen og mottar ikke noe sollys mens sørpolen mottar 24 timer med fortsatt sollys. Under Solstices er innkommende stråling vinkelrett på jordoverflaten på enten breddegraden av kreft eller bredden på Steinbukken, 23,5deg nord eller sør for ekvator, avhengig av om det er sommer eller vinter på den nordlige halvkule, henholdsvis. I løpet av våren og høsten (på Equinox-dagene, 21. mars og 23. september) skråner jordens akse parallelt med solen, og begge polarregioner får samme mengde lys. På den tiden er strålingen størst ved den ekte ekvator. Gjennomsnittlig over en hel 24-timers periode varierer mengden innkommende stråling med breddegrad og sesong som vist i figur 7. Merk at figuren kombinerer effekten av endringen i forekomstvinkelen med breddegrad og tidspunkt på året og antall timer med sollys i løpet av dagen. På polene, under solstice, er jorden enten utsatt for sollys over hele (24-timers) dagen eller er helt skjult for Solen hele dagen. Derfor får polene ingen innkommende stråling i løpet av deres respektive vinter eller mer enn maksimal stråling ved ekvator i løpet av deres respektive sommer. Jordstrålingsbudsjettet Del 2: Energi fra jord og jordens temperatur. Jordene albedo. Jordens overflate reflekterer (det vil si at strålingen kommer tilbake til rom i mer eller mindre det samme spektret) en del av solenergien. Dette gjør det som gjør at jordens del av solen er synlig fra rommet (figur 8) på samme måte som månen og de andre medlemmene av solsystemet er synlige for oss, til tross for mangelen på en indre kilde til synlig stråling . Det mest åpenbare aspektet i figur 8 er lysstyrken til jordens skydekke. En betydelig del av jordens reflektivitet kan tilskrives skyene (dette er bare en grunn til at de er så viktige i jordklimaet). I klimatekster er reflektiviteten til en planet referert til som albedo (det vil si albedo reflektivitet) og uttrykkes som en brøkdel. Jordens albedo avhenger av den geografiske beliggenheten, overflateegenskapene og været (kan du se fra figur 7 som har høyere albedo, landet eller havet). På gjennomsnittet er imidlertid jordene albedo ca 0,3. Denne brøkdel av innkommende stråling reflekteres tilbake i rommet. Den andre 0,7 delen av den innkommende solstrålingen blir absorbert av vår planet. Effektiv temperatur. Ved å absorbere den innkommende solstrålingen oppvarmer jorden, som en svart kropp (se radiativ varmeoverføring) og temperaturen stiger. Hvis jorden ikke hadde hatt atmosfære eller hav, som for eksempel på månen, ville det bli veldig varmt på sollyset på planeten og mye kaldere enn vi opplever for tiden, på den mørke siden (den lille varmen på Den mørke siden kommer fra den begrensede mengden varme som er lagret i bakken fra forrige dag - dette er til en viss grad det vi opplever i et skyfritt, landlåst ørkenklima). En oppvarmet gjenstand må avgi elektromagnetisk stråling. spesielt så hvis de er omgitt av tomt rom. Denne strålingen kalles utgående. Så lenge den innkommende strålingsflommen er større enn utgående, vil det utstrålede objektet fortsette å varme, og temperaturen vil fortsette å øke. Dette vil igjen resultere i en økning i utgående stråling (ifølge Stefan-Boltzman-loven øker utgående stråling raskere enn temperaturen). På et tidspunkt vil objektet avgi så mye stråling som mengden innkommende og en radiativ likevekt (eller balanse) vil bli nådd. Ved å bruke det vi har lært om radiativ varmeoverføring og noen geometrisk beregning kan vi beregne likevektstemperaturen til en gjenstand hvis vi vet mengden innkommende energi. Slik gjør vi det i tilfelle av en planet som roterer rundt solen: Først må vi betegne solens strålingsfluss øverst i planetens atmosfære ved S o (for solkonstant) og albedo av planeten ved a. La oss da finne ut den totale mengden stråling som er absorbert av planeten. For å overvinne vanskeligheter som skyldes at planetene er sfæriske og overflaten deres flater i forhold til innkommende stråling, merk at beløpet som er fordelt over sfæren, er lik mengden som ville bli samlet inn på planets overflate dersom det var en disk ( med samme radius som sfæren), plassert vinkelrett på sollyset. Hvis planeteradien er R, er området på den disken x3C0R 2. Således: varme absorbert av planeten (1 - a) x3C0R 2 S o Den totale varmen som er utstrålt fra planeten, er lik energifluksen som følger med dens temperatur, T e (fra Stefan-Boltzman-loven) ganger hele overflaten av planeten eller: varme utstrålet fra planeten (4x3C0R 2) x3C3T 4 I strålingsbalansen har vi således: Løsning av denne ligningen for temperatur vi oppnår: Vi har lagt et abonnement e til temperaturen for å understreke at dette ville være temperaturen på overflaten av planeten hvis det ikke hadde noen atmosfære. Det kalles den effektive temperaturen på planeten. Ifølge denne beregningen er den effektive temperaturen på jorden ca 255 K (eller -18 ° C). Med denne temperaturen vil jordens stråling være sentrert på en bølgelengde på ca. 11 x3BCm, godt innenfor IR-strålingsområdet. På grunn av spektralegenskapene til solstrålingen og jordstrålingen har vi en tendens til å referere til dem som henholdsvis kortbølgen og langbølgestråling. Drivhuseffekten. Den effektive temperaturen på jorden er mye lavere enn det vi opplever. Gjennomsnittlig over alle årstider og hele Jorda, er overflatetemperaturen på vår planet ca 288 K (eller 15degC). Denne forskjellen er i effekten av de varmeabsorberende komponentene i atmosfæren. Denne effekten er kjent som drivhuseffekten. refererer til oppdrettspraksis ved oppvarming av hagenheter ved å dekke dem med et glass (eller plast) innkapsling. Slik fungerer drivhuseffekten: Jordens atmosfære inneholder mange spor (eller mindre) komponenter (se figur 9 for sammensetningen av atmosfæren). Mens de store atmosfæriske komponentene (nitrogen og oksygen) absorberer lite eller ingen stråling, er noen av de mindre komponentene effektive absorbere (figur 10). Spesielt effektiv er vanndamp. som absorberer effektivt i IR-bølgelengdeområdet (figur 10). Fordi atmosfæren er nesten gjennomsiktig for sollys, vil alt som absorberes på overflaten resultere i oppvarming og utslipp av IR-stråling, denne strålingen kan ikke fritt slippe ut i rommet på grunn av absorpsjon i atmosfæren av sporgasser som vanndamp og karbondioksid (CO 2). Disse absorberende gasser og deres omgivende luft varmes opp, gir stråling nedover, mot jordens overflate, så vel som oppover, mot rom. Dette fanger effektivt en del av IR-strålingen mellom bakken og den nedre 10 km av atmosfæren. Denne reduksjonen i jordens effektivitet for å miste varme fører til at overflatetemperaturen stiger over den effektive temperaturen som er beregnet ovenfor (T e) til tilstrekkelig varme er i stand til å flykte til rom for å balansere innkommende solstråling. Effekten er analog med den av et teppe som fanger kroppens varme, slik at det ikke kommer i rommet og dermed holder oss varme på kalde netter. Alt det som IR-absorberende gasser gjør, gjør det vanskeligere for varmen å flykte, de kan ikke (og kan ikke) stoppe varmen, fordi halvparten av deres utslipp er rettet oppover mot plass. Drivhuseffekten tvang planeten til å øke overflatetemperaturen til mengden varme utstrålet fra toppen av det absorberende laget er lik solstrålingen øverst i atmosfæren. Det er på toppen av det absorberende laget at den effektive temperaturen er nådd, mens den er nede på jordens overflate, er den mye varmere. Tekst av Yochanan Kushnir, 2000.There er tre bøker som jeg alltid holder til med fra en R-programmering og tidsserieanalyseperspektiv: Den første boken fra Shumway and Stoffer har en åpen kildekode (forkortet) versjon tilgjengelig på nettet, kalt EZgreen-versjonen. Hvis du ser spesielt på prognoser for tidsserier, vil jeg anbefale følgende bøker: Forecasting Methods and Applications av Makridakis, Wheelwright og Hyndman. Jeg fortsetter å henvise til denne boken, dette er en klassisk, skrivestil er helt fenomenal. En online etterfølger til boken ovenfor med fine R-eksempler er Forecasting Principles and Practice av Hyndman og Athanasopoulos. Hvis du ser på klassisk Box Jenkins modelleringsmetode, vil jeg anbefale Time Series Analysis: Forecasting and Control av Box, Jenkins og Reinsel. En eksepsjonell behandling av overføringsfunksjon modellering og prognoser er i prognoser med dynamiske regresjonsmodeller av Pankratz. Igjen er skrivestilen helt fantastisk. En annen ekstremt nyttig hvis du i å bruke prognoser for å løse virkelige problemer i verden er Prinsipper for Forecasting av Armstrong. Etter min mening er bøker 1, 4 og 5 noen av de beste av de beste bøkene. Mange liker Forecasting Principles and Practice av Hyndman og Athanasopoulos fordi den er åpen kildekode og har R koder. Det er ingen vei nærmere bredden, dybden av dekning av prognosemetoder og skrivestilen til den forgjenger Makridakis et al. Nedenfor er noen kontrastfaktorer på hvorfor jeg liker Makridakis et al: Liste over referanser: for eksempel i boksen Jenkins kapittel Makridakis et al har 31 referanser, Hyndman et al er det svært lite eller ingen referanser i mange kapitler. Bredde og dybde i dekning - Hyndman et al. hovedsakelig fokus på Univariate metoder spesielt utviklet av den første forfatteren, mens Makridakis et. Alt fokuserer ikke bare på egen forskning, men et bredt spekter av metoder og applikasjoner, og det legges også vekt på realverdenes applikasjon og læring i motsetning til å være mer akademisk fokusert. Skrivestil - Jeg kan ikke klage som begge bøkene er svært godt skrevet. Men jeg lene meg personlig mot Makridakis fordi den koker ned komplekse konsepter i leservennlige seksjoner. Det er en del om dynamiske regresjons - eller overføringsfunksjoner, jeg har ingen der det oppstod en slik klar forklaring på denne komplekse metoden. Det krever ekstraordinært skrive talent for å hjelpe leseren å forstå hva Dynamisk regresjon er på 15 sider, og de lykkes med det. Makridakis et al er softwaremethod agnostic og de liste noen nyttige programvarepakker og sammenligne og kontrastere dem (selv om dette er nesten 20 år gamle) er fortsatt en svært verdifull for en utøver. Tre dedikerte kapitler om hvordan man bruker prognoser i virkeligheten i Makridakis et al. som er stort pluss å ha for en utøver. Forecasting er rett og slett ikke å kjøre univariate metoder som arima og eksponensiell utjevning og produsere utganger. Det er mye mer enn det, og spesielt strategisk prognose når du ser på lengre horisont. Prinsipper for prognoser ved Armstrong går utover de univariate ekstrapoleringsmetodene, og anbefales på det sterkeste for alle som gjør virkelige verdensprognoser spesielt strategisk prognose. Hvis du finner Hamilton for vanskelig, så er det Introduksjon til Econometric Modeling Princeton Uni Press av Bent Nielsen og David Hendry. Det fokuserer mer på intuisjon og praktisk måte enn dypere teori. Så hvis du er på en tidsbegrensning så ville det være en god tilnærming. Jeg vil fortsatt anbefale å fortsette med Time Series Analysis av Hamilton. Det er veldig dypt matematisk, og de første fire kapitlene vil holde deg i lang tid og tjene som en veldig sterk introduksjon til emnet. Det dekker også Granger ikke-kausalitet og samordning, og hvis du bestemmer deg for å forfølge dette emnet dypere, så er det i uvurderlig ressurs. For en mer intuitiv behandling av cointegration, vil jeg også anbefale Cointegration, Causality, og Forecasting av Engle og White. Til slutt for svært avanserte behandlinger, er det Søren Johansens bok Sannsynlighetsbasert Inferens i Cointegrated VARs og selvfølgelig David Hendrys Dynamic Econometrics. Blant de to, tror jeg Hendrys er mer storbildet orientert og Johansen er ganske hardt på matematikken. svarte Mar 7 15 kl 13:25 Hirek, la merke til den første setningen i spørsmålet, hvor plakaten forklarer at de allerede bruker Hamilton og ikke forstår det. og vil ha noe annet ndash Glenb 9830 Mar 14 15 kl 14:35 Ha helt oversett det beklager Glenb ndash Hirek Mar 14 15 kl 16:44 Etter min mening kan du virkelig ikke slå Forecasting: prinsipper og praksis. Den er skrevet av CVs egen Rob Hyndman og George Athanasopoulos, den er tilgjengelig gratis online, og den har tonnevis av eksemplskoder i R, og benytter seg av den gode prognosen. Hvis du bruker Stata, introduksjon til tidsserier Bruke Stata av Sean Becketti er en solid, mild introduksjon, med mange eksempler og vekt på intuisjon over teori. Jeg tror denne boken vil utfylle Ender ganske bra. Boken åpnes med en intro til Stata-språket, etterfulgt av en rask gjennomgang av regresjon og hypotesetesting. Tidsserien begynner med bevegelige gjennomsnitt og HoltWinters teknikker for å glatte og prognose dataene. Den neste delen fokuserer på å bruke disse for teknikkprognoser. Disse metodene blir ofte forsømt, men de fungerer ganske bra for automatisert prognose og er lett å forklare. Becketti forklarer når de skal jobbe og når de ikke vil. De neste kapitlene dekker enkeltkvate-tidsseriemodeller som autokorrelerte forstyrrelser, ARIMA og ARCHGARCH-modellering. Til slutt diskuterer Becketti flere likningsmodeller, spesielt VAR og VEC, og ikke-stationære tidsserier. Dimitriy V. Masterov Theres NBER Summer Institute Hva er nytt i Time Series Econometrics (ikke sikker på om dette materialet er inngjerdet eller ikke). Det er videoer med tilhørende lysbilder. Forelesningene er gitt av et par professorer (Stock og Watson) som er kjent for sin populære bachelorøkonomisk lærebok. Vi leter etter lange svar som gir noen forklaring og kontekst. Ikke bare gi et svar på en linje forklare hvorfor svaret ditt er riktig, ideelt med citater. Svar som ikke inkluderer forklaringer, kan fjernes. HILL GRIFFITHS LIM 2011 Prinsipper for økonometri 4E Wiley Fordeler: (1) Veldig lett å følge. Emner er godt presentert. Selv om jeg ikke tok noen økonometrisk kurs i mitt liv, grep jeg lett innledende økonometri med boken. (2) Det er supplerende bøker for å forstå HILLs bok: a. Bruke EViews for prinsipper for økonometri b. Bruke Excel for prinsipper for økonometri c. Bruke Gretl for prinsipper for økonometri d. Bruke Stata for prinsipper for økonometri Ulemper: (1) Det er ingen å bruke R for prinsipper for økonometri R er industristandard. R er bedre enn Python. Matematikk i tankene kan best reflekteres til å kode via R (Jeg sier dette som en person som skrev VBA-moduler i Excel, skrev Gretl-koder, skrev Eviews-koder). Jeg selvstartte økonometri med GREENE 2011 Econometric Analysis - W. H. GREENE 7E PearsonPrentice Hall Dette er også fint, men mer teoretisk kan være vanskelig for startere. Oppsummert anbefaler jeg sterkt å ta tak i Econometrics med Hills-boken, og bruk den forståelsen via en annen Econometry-bok som er basert på R.
No comments:
Post a Comment