Przeprowadzka średnia stata 11

1. Najprostszym i najprostszym sposobem jest użycie napisanego przez użytkownika pakietu usespss. Ten pakiet działa jednak tylko w 32-bitowych oknach. 2. Kolejną, najprostszą metodą, jeśli masz ją dostępną, jest użycie StatTranfer, która pozwala na konwersję wielu typów plików z jednego formatu na inny: licencję można mieć już od 59, jeśli jesteś studentem. 3. Ostatnia opcja wymaga kilku dodatkowych kroków, ale jest bezpłatna. za. Najpierw zainstaluj R b. Następnie zainstaluj pakiet Rcmdr z menu Package, wybierając opcję Install Packages PackagesgtInstall Package gtS Wybierz Closest MirrorgtRcmdr. do. Następnie otwórz pakiet Rcmdr przechodząc do menu PackagesgtLoad Package. gtRcmdr d. Kiedy Rcmdr ładuje, powinien załadować okno R Commander. Wybierz z menu DatagtImport Datagtfrom z zestawu danych SPSS e. Nazwij swój zestaw danych Data1 wybierz ok, odszukaj plik sav. fa. Jeśli do tej pory nie było problemu, powinieneś teraz mieć zestaw danych w pamięci o nazwie Data1. sol. Teraz możesz wyeksportować do pliku dta za pomocą następującego polecenia: write. dta (Data1, File DirectoryFile Name. dta) (W R musisz określić dzielniki katalogów jako jedno z nich lub nie). Wykłady dotyczące systemu klimatycznego - poniedziałek i środa, 11 : 00 AM - 12:15 Laboratorium - wtorek, 16:10 - 19 PM Promieniowanie słoneczne i bilans energetyczny Ziemi. Zabierz pomysły i zrozumienia: energia słoneczna i energia grawitacyjna są podstawowymi źródłami energii dla systemu klimatycznego Ziemi. W idealnym przypadku (określanym jako cnotliwe ciało stałe) materia pochłonie całą energię uderzającą w niego w postaci fal elektromagnetycznych iw rezultacie rozgrzeje się i sama stanie się źródłem promieniowania. Cytowanie i pobieranie energii prowadzi do stanu równowagi, w którym wychodzące promieniowanie równoważy napływające. Energia wypromieniowana z ciała czarnego jest rozproszona na wszystkie długości fal, w zależności od długości fali w zależności od sekwencji. Maksymalna energia jest emitowana przy długości fali proporcjonalnej do odwrotności temperatury absolutnej. Całkowita energia (całka ponad wszystkie długości fal) emitowana z ciała czarnego jest proporcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury absolutnej. Strumień energii promieniujący ze źródła punktowego spada z kwadratu odległości od niego. Dlatego światło słabnie szybko, gdy odsuwa się od źródła. Korzystając z tych podstawowych praw i znając temperaturę Słońca, możemy obliczyć tak zwaną cytometryczną lub rażącą temperaturę każdej z otaczających ją planet. Jest to temperatura, jaką będzie miała roślina, patrząc z kosmosu. Ziemia i inne planety nie są idealnymi czarnymi ciałami, ponieważ nie absorbują całego napływającego promieniowania słonecznego, ale odbijają jego część z powrotem w kosmos. Stosunek energii odbitej do przychodzącej określa się jako planetarne albedo. Ze względu na sferyczny kształt nadchodzące promieniowanie słoneczne nie jest równomiernie rozmieszczone na całej planecie. W każdej chwili tylko słońce oświetla tylko połowę powierzchni planety, a maksymalne promieniowanie przychodzi w południe, a mniej w innych porach dnia. Całkowite dzienne promieniowanie spada z równika na biegun. Tak więc powierzchnia Ziemi powinna być z natury cieplejsza na równiku niż na biegunach. Jednak 8230 Oś obrotu Ziemi przechyla się na odległość 23,5 ° od płaszczyzny obrotu wokół Słońca, co sprawia, że ​​bieguny są skierowane w stronę Słońca podczas przesilenia. To jest powód pór roku. Podczas przesilenia słup skierowany w stronę słońca i otaczającego obszaru otrzymuje promieniowanie podczas wszystkich 24 godzin dnia, podczas gdy przeciwny biegun nie otrzymuje żadnej energii słonecznej. Może to sprawić, że bieguny będą cieplejsze lub cieplejsze niż równik w ich czasie letnim, gdyby nie było to duże albedo regionów polarnych. Wprowadzenie. W wąskim tego słowa znaczeniu, Klimat to przeciętny lub typowy stan pogody w określonym miejscu i porze roku. Jego opis obejmuje średnią takich zmiennych jak temperatura, wilgotność, wietrzność, zachmurzenie, opady, widoczność itp., A także spodziewany zakres odchyleń tych zmiennych od średniej. Jednak w najszerszym znaczeniu, klimat jest stanem środowiska, w którym żyjemy, składającym się z następujących elementów i interakcji między nimi: atmosfery, szybko reagującego medium, które nas otacza i natychmiast wpływa na naszą kondycję. Hydrosfera, w tym oceany i wszystkie inne zbiorniki wodne w postaci ciekłej, które są głównym źródłem wilgoci podczas wytrącania i które wymieniają gazy, takie jak CO 2. i cząstki, takie jak sól, z atmosferą. Masy lądowe, które wpływają na przepływ atmosfery i oceanów poprzez ich morfologię (tj. Topografia, pokrywa roślinna i chropowatość), cykl hydrologiczny (tj. Ich zdolność do magazynowania wody) i ich właściwości radiacyjne jako materia (ciała stałe, ciecze i gazy) wysadzony przez wiatry lub wyrzucony z wnętrza ziemi w wybuchach wulkanu. Kriosfera, czyli składnik lodowy systemu klimatycznego, na lądzie lub na powierzchni oceanów, który odgrywa szczególną rolę w bilansie promieniowania Ziemi i przy określaniu właściwości głębokiego oceanu. Biota - wszystkie formy życia - że poprzez oddychanie i inne interakcje chemiczne wpływają na skład i właściwości fizyczne powietrza i wody. W naszym pokoleniu klimat otrzymuje niespotykaną dotąd uwagę ze względu na możliwość, że działalność człowieka na Ziemi w ciągu ostatnich kilkuset lat doprowadzi do znacznych i szybkich zmian warunków środowiskowych. Zmiany te mogą mieć wpływ na nasze zdrowie, poziom komfortu oraz zdolność do wzrostu i dystrybucji żywności. Kurs ten wprowadza system klimatyczny i procesy, które określają jego stan jako problem w fizyce. Naszym celem jest wyjaśnienie właściwości systemu klimatycznego i jego procesów zarządzania w sposób ilościowy, tak aby można było lepiej zrozumieć dzisiejsze problemy środowiskowe. Kurs zapewni także podstawę dla dalszych, bardziej zaawansowanych badań systemu klimatycznego i jego poszczególnych elementów lub procesów. Kurs Climate System dotyczy głównie właściwości atmosfery i hydrosfery oraz fizycznych praw rządzących ich zachowaniem. Zwracamy również uwagę na solidną i żyjącą ziemię, o ile wpływają one na atmosferę i hydrosferę. Solid Earth i Life są omawiane o wiele więcej szczegółów w dwóch oddzielnych kursach pod parasolem EES. W systemie klimatycznym atmosfera odgrywa rolę skutecznego komunikatora. Atmosfera jest w stanie szybko przemieszczać się i rozprowadzać masę i ciepło na duże odległości, poziomo i pionowo, i rozprzestrzeniać efekt częstych perturbacji na odległe rejony kuli ziemskiej w ciągu kilku godzin lub dni od ich wystąpienia. Atmosfera bezpośrednio wpływa na życie na Ziemi, dostarczając gazy do oddychania roślin i zwierząt oraz przemieszczając wodę z obszarów oceanicznych, aby osadzić się w postaci płynnej lub stałej na lądzie. Atmosfera chroni również życie na Ziemi przed ekstremalnymi i potencjalnie szkodliwymi skutkami bezpośredniego promieniowania słonecznego. Oceany są najważniejsze ze względu na ich ogromny potencjał magazynowania ciepła i ich zdolność do dystrybucji tego ciepła w poziomie. Skład i ruch wody w hydrosferze podtrzymują bogaty i różnorodny system życia. Wymiana gazów i ciepła między oceanami i atmosferą determinuje właściwości fizyczne i skład obu tych podsystemów i jest jednym z podstawowych procesów klimatycznych. Rozpoczynamy ten kurs w badaniu promieniowania słonecznego, podstawowego źródła energii dla Ziemi i jego systemu klimatycznego. Badamy właściwości Słońca i jego energii oraz prawa rządzące przenoszeniem tej energii w przestrzeni ze Słońca na Ziemię. Następnie szczegółowo badamy transformację tej energii słonecznej na Ziemi i doceniamy, jak ta energia kształtuje właściwości klimatu Ziemi. Energia promieniowania słonecznego Część 1: Energia ze Słońca. Energia, która napędza system klimatyczny pochodzi od Słońca. Kiedy energia Słońca dociera do Ziemi, jest częściowo absorbowana w różnych częściach systemu klimatycznego. Pochłonięta energia jest zamieniana z powrotem na ciepło. co powoduje, że Ziemia się rozgrzewa i sprawia, że ​​nadaje się do zamieszkania. Absorpcja promieniowania słonecznego jest nierównomierna zarówno w przestrzeni, jak i czasie, a to prowadzi do skomplikowanego wzoru i sezonowej zmienności naszego klimatu. Aby zrozumieć złożone wzorce promieniowania radiacyjnego na Ziemi, rozpoczynamy od zbadania relacji między Ziemią i Słońcem przez cały rok, poznawania fizycznych praw rządzących promieniowaniem ciepła, opracowania koncepcji równowagi promieniowania i zbadania implikacji tych wszystkich dla Ziemia jako całość. Badamy zależność między promieniowaniem słonecznym a temperaturą Ziemi i badamy rolę atmosfery i jej składników w tej interakcji, aby rozwinąć zrozumienie tematów, takich jak cykl sezonowy i efekt cieplarniany. Uzupełnieniem tego wykładu jest zestaw dwóch zadań laboratoryjnych, które badają znacznie bardziej szczegółowo zmienne przestrzennie i sezonowe elementy budżetu promieniowania na Ziemi, ponieważ są one ujawniane przez satelitarne obserwacje Ziemi. Słońce i jego energia. Słońce jest gwiazdą znajdującą się w centrum naszego układu planetarnego. Składa się głównie z wodoru i helu. We wnętrzu Słońca reakcja termojądrowa przekształca wodór w hel uwalniając ogromne ilości energii. Energia wytworzona przez reakcję termojądrową przekształca się w energię cieplną (ciepło) i podnosi temperaturę Słońca do poziomów około dwudziestokrotnie większych niż powierzchnia Ziemi. Słoneczna energia cieplna przemieszcza się w przestrzeni w postaci fal elektromagnetycznych, umożliwiając przenoszenie ciepła w procesie znanym jako promieniowanie. Promieniowanie słoneczne występuje w szerokim zakresie długości fal. Jednak energia promieniowania słonecznego nie jest dzielona równomiernie na wszystkie długości fal, ale, jak pokazuje rysunek 1, jest dość ostro wyśrodkowana na paśmie długości fali 0,2-2 mikrometrów (x3BCmonowa milionowa metra). Jak widać na rycinie 2. główny zakres promieniowania słonecznego obejmuje promieniowanie ultrafioletowe (UV 0,001-0,4 x 3BCm), promieniowanie widzialne (światło, 0,4-0,7 x 3BCm) i promieniowanie podczerwone (IR 0,7-100 x 3BCm). Fizyka radiacyjnego transferu ciepła. Przed przystąpieniem do badania wpływu promieniowania słonecznego na Ziemię powinniśmy poświęcić chwilę na dokonanie przeglądu fizycznych praw rządzących transferem energii przez promieniowanie. W szczególności powinniśmy zrozumieć następujące punkty: Radiacyjny proces przekazywania ciepła jest niezależny od obecności materii. Może przenosić ciepło nawet przez pustą przestrzeń. Wszystkie ciała emitują promieniowanie, a długość fali (lub częstotliwość) i charakterystyki energetyczne (lub widmo) tego promieniowania są określane wyłącznie przez temperaturę ciała. Strumień energii spada jako kwadrat odległości od promieniującego ciała. Promieniowanie przechodzi transformację, gdy napotyka inne przedmioty (stałe, gazowe lub płynne). Ta transformacja zależy od fizycznych właściwości tego obiektu i właśnie dzięki tej transformacji promieniowanie może przenosić ciepło z emitującego ciała do innych obiektów. Aby dowiedzieć się więcej na temat tych punktów, przejdź do radiacyjnego transferu ciepła. Przenoszenie promieniowania z Słońca na Ziemię. Właściwości promieniowania słonecznego. Słońce znajduje się w centrum naszego Układu Słonecznego, w odległości około 150 x 10 6 kilometrów od Ziemi. Przy temperaturze powierzchni 5780 K (stopniach Kelvina C 273,15) strumień energii na powierzchni Słońca wynosi w przybliżeniu 63 x 10 6 Wm 2 (Czy wiesz, jakie prawo transferu promieniowania stosujemy do obliczenia tej liczby Sprawdź link do radiacyjnego transferu ciepła.) Ten strumień promieniowania maksymalizuje się przy długości fali około 0,5 x 3BCm (czy można wykazać, że jest to prawda w oparciu o prawa promieniowania ciepła), która znajduje się w centrum widzialnej części widma. Promieniowanie słoneczne na Ziemi. W miarę jak energia Słońca rozprzestrzenia się w przestrzeni, jej charakterystyka spektralna nie zmienia się, ponieważ przestrzeń nie zawiera prawie żadnej przeszkadzającej materii. Jednak strumień energii spada monotonicznie jako kwadrat odległości od Słońca. Tak więc, gdy promieniowanie osiąga zewnętrzną granicę atmosfery ziemskiej, kilkaset kilometrów ponad powierzchnią Ziemi, strumień promieniowania wynosi w przybliżeniu 1360 Wm 2 (można obliczyć tę liczbę ze strumienia na powierzchni Słońca i odległość do powierzchni Ziemi). Ziemia Czy potrafisz rozgryźć Pluton, który jest 39 razy tak daleko od Słońca jak Ziemia). Wpływ kształtu orbit. Promieniowanie w górnej części atmosfery zmienia się o około 3,5 w ciągu roku. jak Ziemia obraca się wokół Słońca. Dzieje się tak dlatego, że orbita Ziemi nie jest okrągła, lecz eliptyczna, a Słońce znajduje się w jednym z ognisk elipsy. Ziemia jest bliżej Słońca o tej samej porze roku (punkt nazywany peryhelium) niż w przeciwnym czasie (punkt określany jako aphelion). Pora roku, gdy Ziemia jest w peryhelium, porusza się nieprzerwanie około roku kalendarzowego z okresem 21 000 lat. Obecnie peryhelium występuje w połowie zimy na półkuli północnej. Średni roczny strumień promieniowania słonecznego na szczycie atmosfery ziemskiej (1360 Wm 2) jest czasami określany jako Solar Constant, ponieważ zmienił się o nie więcej niż kilka procent w stosunku do najnowszej historii Ziemi (ostatnie kilkaset lat) . Istnieją jednak istotne zmiany w tym strumieniu w dłuższych, tak zwanych skalach geologicznych, czasowych, do których przypisywane są cykle zlodowacenia ziemskiego. Wpływ kulistych kształtów Ziemi. Gdyby Ziemia była dyskiem o powierzchni prostopadłej do promieni słonecznych, każdy punkt na niej otrzymałby taką samą ilość promieniowania, strumień energii równy stałej słonecznej. Jednak Ziemia jest kulą, a oprócz części położonej najbliżej Słońca, gdzie promienie światła słonecznego są prostopadłe do podłoża, jego powierzchnia przechyla się w stosunku do nadchodzących promieni energii z obszarami położonymi najdalej równolegle do promieniowania i w ten sposób nie otrzymują żadnej energii (rys. 5). Pochylenie osi Ziemi i pór roku. Jeśli oś Ziemi byłaby prostopadła do płaszczyzny jej orbity (i kierunku napływających promieni światła słonecznego), strumień energii promieniowania spadłby jako kosinus szerokości geograficznej, kiedy przesuwamy się od równika do bieguna. Jednak, jak widać na rys. 6., oś Ziemi przechyla się pod kątem 23,5 ą względem płaszczyzny orbity. skierowane w kierunku punktu stałego w przestrzeni, gdy podróżuje wokół Słońca. Raz w roku, w przesileniu letnim (około 21 czerwca), biegun północny wskazuje bezpośrednio na Słońce, a biegun południowy jest całkowicie ukryty przed napływającym promieniowaniem. Pół roku po tym dniu, w czasie Przesilenia zimowego (21 grudnia lub około 21 grudnia), Biegun Północny wskazuje od Słońca i nie otrzymuje żadnego światła słonecznego, podczas gdy Biegun Południowy otrzymuje 24 godziny nieprzerwanego światła słonecznego. Podczas przesilenia promieniowanie przychodzące jest prostopadłe do powierzchni Ziemi na szerokości geograficznej Raka lub szerokości geograficznej Koziorożca, 23,5 na północ lub na południe od równika, w zależności od tego, czy jest to odpowiednio lato czy zima na półkuli północnej. Wiosną i jesienią (w dniach Równonocy, 21 marca i 23 września) oś Ziemi przechyla się równolegle do Słońca, a oba regiony polarne otrzymują taką samą ilość światła. W tym czasie promieniowanie jest największe na prawdziwym równiku. Uśredniona w pełnym 24-godzinnym okresie, ilość napływającego promieniowania zmienia się w zależności od szerokości i pory roku, jak pokazano na Rysunku 7. Zauważ, że liczba ta łączy efekt zmiany kąta padania z szerokością geograficzną i czasem roku oraz liczbą godzin światło słoneczne w ciągu dnia. Na biegunach, podczas przesilenia, ziemia jest wystawiona na działanie promieni słonecznych przez cały (24-godzinny) dzień lub całkowicie ukryta przed słońcem przez cały dzień. Z tego powodu bieguny nie otrzymują żadnego promieniowania podczas ich zimy lub więcej niż maksymalne promieniowanie na równiku podczas ich letniego sezonu. Część 2: Energia z temperatury Ziemi i Ziemi. Ziemskie albedo. Powierzchnia Ziemi odbija (czyli przywraca promieniowanie z powrotem do przestrzeni w mniej więcej tym samym widmie) części energii słonecznej. To właśnie sprawia, że ​​część Ziemi jest oświetlona przez słońce widoczne z kosmosu (Ryc. 8) w taki sam sposób, w jaki jest widoczny dla nas księżyc i inne elementy Układu Słonecznego, pomimo braku wewnętrznego źródła promieniowania widzialnego . Najbardziej oczywistym aspektem na rysunku 8 jest jasność pokrywy chmurowej Ziemi. Znaczną część współczynnika odbicia Ziemi można przypisać chmurom (jest to tylko jeden z powodów, dla których są one tak ważne w klimacie Ziemi). W tekstach klimatycznych refleksyjność planety jest określana jako albedo (to jest odbicie albedo) i jest wyrażana jako ułamek. Albedo Ziemi zależy od położenia geograficznego, właściwości powierzchni i pogody (czy możesz powiedzieć z rysunku 7, który ma wyższe albedo, ląd lub ocean). Średnio jednak albedo Ziemi wynosi około 0,3. Ta część promieniowania przychodzącego jest odbijana z powrotem w przestrzeń kosmiczną. Pozostała 0,7 część nadchodzącego promieniowania słonecznego jest absorbowana przez naszą planetę. Efektywna temperatura. Absorbując napływające promieniowanie słoneczne, Ziemia ogrzewa się, niczym czarne ciało (patrz radiacyjne przenoszenie ciepła) i jego temperatura wzrasta. Gdyby Ziemia nie miała atmosfery ani oceanu, jak ma to miejsce na przykład na Księżycu, na ciepłej, słonecznej powierzchni planety byłoby bardzo ciepło i dużo chłodniej niż obecnie odczuwamy, po ciemnej stronie (małe ciepło na Ciemna strona pochodziłaby z ograniczonej ilości ciepła zmagazynowanego w ziemi z poprzedniego dnia - jest to do pewnego stopnia to, czego doświadczamy w pozbawionym chmur, zamkniętym na ziemi pustynnym klimacie). Ogrzane obiekty muszą emitować promieniowanie elektromagnetyczne. szczególnie jeśli są otoczeni pustą przestrzenią. Promieniowanie to określa się jako wychodzące. Dopóki przychodzący strumień promieniowania jest większy niż wychodzący, promieniujący obiekt będzie nadal się rozgrzewał, a jego temperatura będzie nadal wzrastać. To z kolei spowoduje wzrost wychodzącego promieniowania (zgodnie z prawem Stefana-Boltzmana promieniowanie wychodzące wzrasta szybciej niż temperatura). W pewnym momencie obiekt wyemituje tyle promieniowania, ile będzie napływać i osiągnięta zostanie równowaga radiacyjna (lub równowaga). Korzystając z tego, czego się dowiedzieliśmy o radiacyjnym przekazywaniu ciepła i niektórych obliczeniach geometrycznych, możemy obliczyć temperaturę równowagi obiektu, jeśli znamy ilość przychodzącej energii. Oto, jak to robimy w przypadku planety obracającej się wokół Słońca: Najpierw oznaczmy strumień promieniowania słonecznego na szczycie atmosfery planety przez S o (dla stałej słonecznej) i albedo planety przez a. Następnie wymyślmy całkowitą ilość promieniowania pochłoniętego przez planetę. Aby przezwyciężyć trudności wynikające z faktu, że planety są sferyczne, a ich powierzchnia przechyla się w stosunku do napływającego promieniowania, zauważ, że ilość rozłożona na kuli jest równa ilości, która byłaby zebrana na powierzchni planety, gdyby był dyskiem ( o tym samym promieniu, co kula), umieszczonym prostopadle do światła słonecznego. Jeśli promień planety to R, powierzchnia tego dysku to x3C0R2. Tak więc: ciepło pochłonięte przez planetę (1 - a) x3C0R 2 S o Całkowite ciepło wypromieniowane z planety jest równe strumieniowi energii wynikającemu z jego temperatury, T e (z prawa Stefana-Boltzmana) razy na całej powierzchni planety lub: ciepło wypromieniowane z planety (4x3C0R 2) x3C3T 4 W równowadze promieniowania mamy zatem: Rozwiązanie równania dla temperatury, którą otrzymujemy: Dodaliśmy indeks dolny e do temperatury, aby podkreślić, że jest to temperatura na powierzchni planety jeśli nie ma atmosfery. Jest to określane jako efektywna temperatura planety. Zgodnie z tymi obliczeniami efektywna temperatura Ziemi wynosi około 255 K (lub -18 degC). Przy tej temperaturze promieniowanie Ziemi będzie koncentrować się na długości fali około 11 x 3BCm, w zakresie promieniowania podczerwonego (IR). Ze względu na właściwości spektralne promieniowania słonecznego i ziemskiego mamy tendencję do określania ich odpowiednio jako promieniowania krótkiego i długofalowego. Efekt cieplarniany. Efektywna temperatura Ziemi jest znacznie niższa niż to, co doświadczamy. Uśredniana przez wszystkie sezony i całą Ziemię, temperatura powierzchni naszej planety wynosi około 288 K (lub 15 ° C). Ta różnica wynika z elementów pochłaniających ciepło naszej atmosfery. Efekt ten jest znany jako efekt cieplarniany. odnosząc się do praktyki rolniczej ocieplania działek ogrodowych, pokrywając je szklaną (lub plastikową) obudową. Oto, jak działa efekt cieplarniany: Atmosfera Ziemi zawiera wiele śladowych (lub mniejszych) składników (patrz Figura 9, w której przedstawiono skład atmosfery). Podczas gdy główne składniki atmosferyczne (azot i tlen) pochłaniają niewiele promieniowania lub wcale, niektóre mniejsze składniki są skutecznymi absorberami (rysunek 10). Szczególnie skuteczna jest para wodna. które efektywnie absorbują w zakresie długości fal podczerwieni (Ryc. 10). Ponieważ atmosfera jest prawie przezroczysta dla światła słonecznego, wszystko, co jest absorbowane na powierzchni powoduje ocieplenie i emisję promieniowania podczerwonego, to promieniowanie nie może swobodnie uciec w przestrzeń kosmiczną z powodu absorpcji w atmosferze przez śladowe gazy, takie jak para wodna i dwutlenek węgla (CO 2). Te pochłaniające gazy i otaczające je powietrze ogrzeją się, emitując promieniowanie w dół, w kierunku powierzchni Ziemi, jak również w górę, w kierunku przestrzeni kosmicznej. Skutecznie wychwytuje część promieniowania podczerwonego między ziemią a dolnymi 10 km atmosfery. To zmniejszenie wydajności Ziemi w celu utraty ciepła powoduje wzrost temperatury powierzchni powyżej skutecznej temperatury obliczonej powyżej (T e), aż w końcu wystarczająca ilość ciepła jest w stanie uciec w przestrzeń, aby zrównoważyć napływające promieniowanie słoneczne. Efekt jest analogiczny do efektu koca, który łapie ciepło ciała, uniemożliwiając mu ucieczkę do pomieszczenia, a przez to utrzymuje ciepło w zimne noce. Wszystko, co robią gazy absorbujące IR, utrudnia ucieczkę ciepła, nie zatrzymują (i nie przechodzą) mocy cieplnej, ponieważ połowa ich emisji skierowana jest w górę w kierunku przestrzeni kosmicznej. Efekt cieplarniany zmusił planetę do podniesienia temperatury powierzchni, aż ilość ciepła emitowanego z wierzchu warstwy pochłaniającej będzie równa promieniowaniu słonecznemu w górnej części atmosfery. Na szczycie warstwy absorbującej osiąga się efektywną temperaturę, podczas gdy na powierzchni Ziemi jest znacznie cieplej. Tekst: Yochanan Kushnir, 2000. Istnieją trzy książki, do których zawsze odwołuję się z perspektywy programowania R i perspektywy szeregów czasowych: pierwsza książka Shumwaya i Stoffera zawiera wersję open source (skróconą) dostępną online w wersji EZgreen. Jeśli szczególnie interesujesz się prognozowaniem szeregów czasowych, poleciłbym następujące książki: Metody prognozowania i aplikacje Makridakisa, Wheelwrighta i Hyndmana. Ciągle odnosimy się do tej książki wielokrotnie: Jest to klasyczny, styl pisania jest absolutnie fenomenalny. Następcą online powyższej książki z ładnymi przykładami R jest Prognozowanie zasad i praktyki przez Hyndman i Athanasopoulos. Jeśli szukasz klasycznego podejścia do modelowania Boxa Jenkinsa, poleciłbym Analizę Serii Czasowych: Prognozowanie i sterowanie przez Box, Jenkins i Reinsel. Wyjątkowe podejście do modelowania i prognozowania funkcji transferu jest w Forecasting with Dynamic Regression Models firmy Pankratz. Znowu styl pisania jest absolutnie wspaniały. Kolejnym niezwykle przydatnym narzędziem do zastosowania prognozy do rozwiązywania rzeczywistych problemów są zasady prognozowania Armstronga. Moim zdaniem książki 1, 4 i 5 to jedne z najlepszych książek. Wielu lubi zasady i praktyki prognozowania opracowane przez Hyndmana i Athanasopoulosa, ponieważ ma otwarte kody źródłowe i kody R. Nie jest bliżej zakresu, głębi zasięgu metod prognostycznych i stylu pisania tego poprzednika Makridakis et al. Poniżej przedstawiam kilka kontrastujących cech, dlaczego podoba mi się Makridakis et al: Lista referencji: na przykład w rozdziale Box Jenkins Makridakis et al ma 31 referencji, Hyndman i in. Jest bardzo mało lub nie ma odnośników w wielu rozdziałach. Szerokość i głębokość zasięgu - Hyndman i in. skupiają się głównie na metodach Univariate opracowanych przez pierwszego autora, natomiast Makridakis et. Skupiają się nie tylko na własnych badaniach, ale także na szerokiej gamie metod i aplikacji, a także kładą nacisk na stosowanie i uczenie się w świecie rzeczywistym, w przeciwieństwie do bycia bardziej akademickim. Pisanie stylu - naprawdę nie mogę narzekać, ponieważ obie książki są wyjątkowo dobrze napisane. Jednak osobiście skłaniam się ku Makridakis, ponieważ sprowadza skomplikowane koncepcje do sekcji przyjaznych czytelnikom. Istnieje sekcja na temat regresji dynamicznej lub funkcji przenoszenia, nie ma miejsca, gdzie napotkałem takie jasne wyjaśnienie tej złożonej metody. Potrzeba niezwykłego talentu pisarskiego, aby pomóc czytelnikowi zrozumieć, na czym polega regresja dynamiczna na 15 stronach, i osiągają sukcesy. Makridakis i inni są agnostycznymi metodami oprogramowania i wymieniają kilka użytecznych pakietów oprogramowania i porównują je (choć ma to już prawie 20 lat), ale nadal są bardzo cenni dla praktyków. Trzy dedykowane rozdziały poświęcone zastosowaniu prognoz w świecie rzeczywistym w Makridakis i in. co jest dużym plusem dla lekarza. Prognozowanie nie jest po prostu uruchomieniem metod jednowymiarowych, takich jak arima i wygładzanie wykładnicze oraz wytwarzanie wyników. To znacznie więcej, a zwłaszcza strategiczne prognozy, gdy patrzysz w dłuższy horyzont. Zasady prognozowania przez firmę Armstrong wykraczają poza jednoiwymiarowe metody ekstrapolacji i są wysoce zalecane dla każdego, kto wykonuje prognozy w świecie rzeczywistym, szczególnie strategiczne prognozy. Jeśli uważasz, że Hamilton jest zbyt trudny, jest wprowadzenie do Econometric Modeling Princeton Uni Press autorstwa Bent Nielsen i David Hendry. Skupia się bardziej na intuicji i praktycznych wskazówkach niż na teorii głębszej. Więc jeśli masz ograniczenia czasowe, byłoby to dobre podejście. W dalszym ciągu zalecałbym, aby przeprowadzał analizę Time Series przez Hamilton. Jest bardzo głęboko matematyczny, a pierwsze cztery rozdziały utrzymają cię przez długi czas i służą jako bardzo mocne wprowadzenie do tematu. Obejmuje ona także Granger nie-przyczynowości i kointegracji i jeśli zdecydujesz się zgłębić ten temat głębiej, to jest on nieocenionym źródłem informacji. Aby bardziej intuicyjnie traktować kointegrację, poleciłbym także Cointegration, Causality i Forecasting Engle and White. Na koniec, w przypadku bardzo zaawansowanych metod leczenia, istnieje książka Soren'a Johansen'a "Wnioskowanie oparte na wiarogodności" w wariancie "Cointegrated VAR" i oczywiście "Dynamiczna ekonometria" Davida Hendrisa. Spośród tych dwóch, myślę, że Hendrys jest bardziej zorientowany na duże obrazy, a Johansen jest dość trudny w matematyce. Odpowiedział Mar 7 15 o 13:25 Hirek, zauważyłeś pierwsze zdanie pytania, gdzie plakat wyjaśnia, że ​​już używają Hamiltona i nie rozumieją go. i chcesz coś innego ndash Glenb 9830 Mar 14 15 o 14:35 Ha totalnie przeoczyło to przepraszam Glenb ndash Hirek Mar 14 15 o 16:44 Moim zdaniem, naprawdę nie możesz pokonać Prognozy: zasady i praktyka. Jest to napisane przez CV Roba Hyndmana i George'a Athanasopoulosa, dostępne za darmo w Internecie, i ma mnóstwo przykładowego kodu w R, korzystając z doskonałego pakietu prognozy. Jeśli używasz Stata, wprowadzenie do szeregów czasowych przy użyciu Stata Seana Beckettiego jest solidnym delikatnym wstępem, z wieloma przykładami i naciskiem na intuicję nad teorią. Wydaje mi się, że ta książka dobrze by pasowała do Endera. Książka otwiera się z wprowadzeniem do języka Stata, po czym następuje szybki przegląd testów regresji i hipotezy. Część szeregu czasowego rozpoczyna się od średniej ruchomej i technik HoltWinters w celu wygładzenia i prognozowania danych. Następna sekcja koncentruje się na wykorzystaniu ich do prognozowania technik. Metody te są często pomijane, ale działają raczej dobrze na automatyczne prognozowanie i są łatwe do wytłumaczenia. Becketti wyjaśnia, kiedy będą działać i kiedy to nastąpi. Kolejne rozdziały obejmują modele z szeregami jednokwadratowymi z szeregami czasowymi, takimi jak autokorelacje, ARIMA i modelowanie ARCHGARCH. W końcu Becketti omawia modele wielorównaniowe, szczególnie VAR i VEC oraz niestacjonarne szeregi czasowe. Dimitriy V. Masterov Theres Letni Instytut NBER Co nowego w ekonometrii serii czasowej (nie jestem pewien, czy ten materiał jest bramkowany czy nie). Są filmy z towarzyszącymi slajdami. Wykłady prowadzą profesorowie (Stock i Watson), znani z popularnego podręcznika do ekonometrii licencjackich. Szukamy długich odpowiedzi, które dostarczają wyjaśnienia i kontekstu. Po prostu daj jednoliniową odpowiedź wyjaśnij, dlaczego twoja odpowiedź jest właściwa, najlepiej z cytatami. Odpowiedzi, które nie zawierają wyjaśnień, mogą zostać usunięte. HILL GRIFFITHS LIM 2017 Zasady ekonometrii 4E Wiley Zalety: (1) Bardzo łatwe do naśladowania. Tematy są dobrze przedstawione. Mimo że nie brałem żadnego kursu ekonometrycznego w moim życiu, z łatwością złapałem ekonometrię wprowadzającą do książki. (2) Istnieją dodatkowe książki do zrozumienia książki HILL: a. Wykorzystanie EViews dla zasad ekonometrii b. Korzystanie z Excela dla zasad ekonometrii. Używanie Gretl dla zasad ekonometrii. Używanie danych dla zasad ekonometrii Wady: (1) Nie ma użycia R dla zasad ekonometrii R jest standardem branżowym. R jest lepsze niż Python. Matematyka może być najlepiej odzwierciedlona w kodzie przez R (mówię to jako osoba, która napisała moduły VBA w Excelu, napisała kody Gretl, napisała kody Eviews). Skoncentrowałem się na ekonometrii za pomocą analizy Econometric Analysis GREENE 2017 - W. H. GREENE 7E PearsonPrentice Hall To również miłe, ale bardziej teoretyczne może być trudne na początek. Podsumowując, zdecydowanie polecam chwytanie książki Econometrics with Hills i zastosowanie tego zrozumienia przez inną książkę Ekonometrii opartą na R.