Glidande medelvärde stata 11

1. Det enklaste och mest enkla sättet är att använda användarskriven paket usespss. Detta paket fungerar dock bara för 32-bitars fönster. 2. Den näst enklaste metoden om du har den tillgänglig använder StatTranfer som möjliggör omvandling av många typer av filer från ett format till ett annat: En licens kan ha upp till 59 år om du är student. 3. Det sista alternativet tar några steg men är gratis. en. Först installera R b. Installera sedan paketet Rcmdr från Paketmenyn genom att välja Installera paket Paketet Paket (er) gtSelect Närmaste MirrorgtRcmdr. c. Öppna sedan Rcmdr-paketet genom att gå till menyn PackagesgtLoad Package. gtRcmdr d. När Rcmdr laddas bör det läsa in R Commander-fönstret. Välj från menyn DatagtImport Datagtfrom SPSS dataset e. Namn din dataset Data1 välj ok, hitta nu din sav-fil. f. Om det inte har uppstått något problem upp till denna punkt borde du nu ha en dataset i minnet som heter Data1. g. Nu kan du exportera till en dta-fil med följande kommando: write. dta (Data1, File DirectoryFile Name. dta) (I R måste du ange kataloguppdelare som eller inte.) Klimatsystemföreläsningarna - måndag och onsdag 11 : 00 AM - 12:15 PM Lab - tisdag, 4:10 PM -7 PM Solstrålning och jordens energibalans. Ta bort idéer och förståelser: Solenergi och gravitationenergi är de grundläggande energikällorna för jordens klimatsystem. I det ideala fallet (kallad "kvarts kroppscot") kommer materia att absorbera all energi som påverkar den i form av elektromagnetiska vågor och som ett resultat kommer att värma upp och bli en strålningskälla. Denna kvot och energikvot leder till en jämviktstillstånd, där den utgående strålningen balanserar inkommande. Den energi som utstrålas från en svart kropp fördelas över alla våglängder, i ett kvotformat kvot beroende av våglängden. Maximal energi utstrålas vid en våglängd som är proportionell mot inversen av den absoluta temperaturen. Den totala (integrerade över alla våglängder) energi som utstrålas från en svart kropp är proportionell mot den fjärde effekten av dess absoluta temperatur. Energiflödet som strålar från en punktkälla faller som kvadraten av avståndet från den. Därför lyser ljuset snabbt när man flyttar sig från källan. Genom att använda dessa grundläggande lagar och veta solens temperatur kan vi beräkna den så kallade quoteffectivequot eller quotemissionquot temperaturen på någon av dess omgivande planeter. Detta är den temperatur som växten verkar ha när den ses från yttre rymden. Jorden och andra planeter är inte perfekta svarta kroppar, eftersom de inte absorberar all inkommande solstrålning men reflekterade en del av det tillbaka till rymden. Förhållandet mellan de reflekterade och de inkommande energierna benämns planetariska albedo. På grund av sin sfäriska form är inkommande solstrålning inte lika fördelad över planeten. Vid varje ögonblick lyser bara solen bara hälften av planets yta, med maximal strålning som kommer in på lokal middag och mindre i andra tider på dagen. Den totala dagliga strålningen minskar från ekvator till pol. Jordens yta borde i sig vara varmare vid ekvatorn än vid polerna. 8230 Jordens rotationsaxel ligger vid en 23,5 grader bort från rotationsplanet runt solen, vilket gör polerna peka mot solen under solstice-tiden. Detta är orsaken till årstiderna. Under solstice, polen pekar mot solen och omgivningen mottar strålning under alla 24 timmar av dagen medan motstående polen inte mottar någon solenergi. Detta har potential att göra polerna så varma eller varmare än ekvatorn i deras respektive sommartid om det inte var för Polarregionernas stora albedo. Introduktion. I det snäva ordet av ordet är klimatet det genomsnittliga eller typiska tillståndet för vädret vid en viss plats och tid på året. Dess beskrivning innehåller medelvärdet av sådana variabler som temperatur, fuktighet, blåsighet, molnighet, utfällning, sikt etc. och även det förväntade intervallet av avvikelserna från dessa variabler från medelvärdet. I bredaste bemärkelse är klimatet dock tillståndet för jordens beboeliga miljö som består av följande komponenter och växelverkan mellan dem: Atmosfären, det snabbt svarande mediet som omger oss och påverkar omedelbart vårt tillstånd. Hydrosfären, inklusive oceanerna och alla andra vattenreservoar i flytande form, som är den främsta källan till fukt för nederbörd och vilka växlingsgaser som CO 2. och partiklar, såsom salt, med atmosfären. Landmassorna, som påverkar flödet av atmosfär och oceaner genom deras morfologi (dvs topografi, vegetationskåpa och grovhet), den hydrologiska cykeln (dvs deras förmåga att lagra vatten) och deras strålningsegenskaper som substans (fasta ämnen, vätskor och gaser) blåst av vindarna eller utstötas från jordens inre i vulkanutbrott. Kryosfären eller iskomponenten i klimatsystemet, oavsett om den är på land eller vid havets yta, som spelar en särskild roll i jordens strålningsbalans och vid bestämning av djuphavets egenskaper. Biota - alla former av liv - som genom andning och andra kemiska interaktioner påverkar kompositionen och fysikaliska egenskaper luft och vatten. I vår generation får klimat oöverträffad uppmärksamhet på grund av möjligheten att mänsklig aktivitet på jorden under de senaste hundra åren leder till betydande stora och snabba förändringar i miljöförhållandena. Dessa förändringar kan påverka vår hälsa, komfortnivåer och förmåga att växa och distribuera mat. Kursen introducerar klimatsystemet och de processer som bestämmer sitt tillstånd som ett problem inom fysik. Vårt mål är att förklara klimatsystemets egenskaper och processer på ett kvantitativt sätt, så att en bättre förståelse för dagens miljöproblem uppnås. Kursen kommer också att ligga till grund för ytterligare, mer avancerad studie av klimatsystemet och dess individuella komponenter eller processer. Klimatsystemet är huvudsakligen inriktat på atmosfärens och hydrosfärens egenskaper och de fysiska lagarna som styr deras beteende. Uppmärksamhet på den fasta och levande jorden ges också, såvitt de påverkar atmosfären och hydrokfären. Solid Earth and Life behandlas i mycket mer detaljer i två separata kurser under EES-paraplyet. Inom klimatsystemet spelar atmosfären den effektiva kommunikatörens roll. Atmosfären kan snabbt flytta och fördela massa och värme över stora avstånd, horisontellt och vertikalt, och sprida effekten av frekventa störningar till avlägsna områden i världen inom några timmar till dagar efter deras förekomst. Atmosfären påverkar direkt livet på jorden genom att ge gaserna för andning av vegetation och djur och genom att flytta vatten från havsområden för att deponeras i flytande eller fast form på land. Atmosfären skyddar också livet på jorden från de extrema och potentiellt skadliga effekterna av direkt solstrålning. Havet är viktigast på grund av deras enorma värmelagringspotential och deras förmåga att fördela den värme horisontellt. Vattnets sammansättning och rörelse i hydrokfären bibehåller ett rikt och varierat livssystem. Utbytet av gaser och värme mellan hav och atmosfär bestämmer de båda delsystemens fysikaliska egenskaper och sammansättning och är en av de primära klimatprocesserna. Vi börjar denna kurs i en studie av solstrålning, den primära energikällan för jorden och dess klimatsystem. Vi undersöker solens egenskaper och dess energi och de lagar som reglerar överföringen av denna energi genom rymden från solen till jorden. Vi studerar sedan omvandlingen av denna solenergi på jorden och förstår förståelsen för hur denna energi bildar jordens klimat. Jordstrålningsbudgeten Del 1: Energi från solen. Den energi som driver klimatsystemet kommer från solen. När solenergins energi når jorden absorberas den delvis i olika delar av klimatsystemet. Den absorberade energin omvandlas tillbaka till värme. vilket gör att jorden värms upp och gör den beboelig. Solstrålningsabsorptionen är ojämn både i rymden och i tiden och detta ger upphov till det invecklade mönstret och säsongsvariationen i vårt klimat. För att förstå de komplexa mönstren för jordens strålningsuppvärmning börjar vi genom att utforska förhållandet mellan jorden och solen under året, lära känna de fysiska lagarna för strålningsvärmeöverföring, utveckla begreppet radiativ balans och utforska konsekvenserna av alla dessa för Jorden som helhet. Vi undersöker förhållandet mellan solstrålning och jordens temperatur och studerar atmosfärens och dess beståndsdelar i den interaktionen för att utveckla en förståelse för ämnen som säsongscykel och växthuseffekt. Vi kompletterar denna föreläsning med en uppsättning av två laboratorieuppdrag som i mycket mer detaljer utforskar de rumsliga och säsongsvariationella elementen i jordens strålbudget som de avslöjas genom satellitobservationer av jorden. Solen och dess energi. Solen är stjärnan belägen mitt i vårt planetära system. Den består huvudsakligen av väte och helium. I solens interiör omvandlar en termonukleär fusionsreaktion väte till helium som frigör enorma mängder energi. Energin som skapas av fusionsreaktionen omvandlas till värmeenergi (värme) och höjer solens temperatur till nivåer som är ungefär tjugo gånger större än jordens yta. Solvärmeenergin går genom rymden i form av elektromagnetiska vågor som möjliggör överföring av värme genom en process som kallas strålning. Solstrålning sker över ett brett spektrum av våglängder. Emellertid är solenergiens energi inte uppdelad jämnt över alla våglängder, men som Figur 1 visar är den ganska skarpt centrerad på våglängdsbandet av 0,2-2 mikrometer (x3BCmone miljoner av en meter). Som framgår av Figur 2. omfattar strålningsstrålningen ultraviolett strålning (UV 0,001-0,4 x 3BCm), synlig strålning (ljus, 0,4-0,7 x 3BCm) och infraröd strålning (IR 0,7-100 x3BCm). Fysik av radiativ värmeöverföring. Innan vi fortsätter att undersöka effekten av solstrålning på jorden bör vi ta en stund att se över de fysiska lagarna som reglerar överföring av energi genom strålning. Vi bör särskilt förstå följande punkter: Den radiativa värmeöverföringsprocessen är oberoende av förekomsten av materia. Det kan flytta värme även genom tomt utrymme. Alla kroppar avger strålning och våglängden (eller frekvensen) och energiegenskaperna (eller spektrumet) av strålningen bestäms enbart av kroppstemperaturen. Energiflödet faller som kvadraten av avståndet från strålkroppen. Strålning går genom en omvandling när den möter andra föremål (fast, gas eller flytande). Denna omvandling beror på objektets fysikaliska egenskaper och det är genom denna omvandling att strålning kan överföra värme från emitterande kroppen till de andra föremålen. Att läsa mer om dessa punkter går till radiativ värmeöverföring. Strålningsöverföring från Sun till Earth. Egenskaper för solstrålning. Solen ligger i mitten av vårt solsystem, på ett avstånd av ca 150 x 10 6 kilometer från jorden. Med en yttemperatur på 5780 K (grader Kelvin grader C 273.15) är energiflödet vid solens yta ungefär 63 x 10 6 Wm 2 (Vet du vilken lag av strålningsöverföring vi använder för att beräkna detta nummer? länk till radiativ värmeöverföring.) Detta strålningsflöde maximerar vid en våglängd på ca 0,5 x 3BCm (kan du visa att detta är sant baserat på lagar av radiativ värmeöverföring) som ligger i mitten av den synliga delen av spektret. Solstrålning på jorden. Eftersom solens energi sprider sig genom rymden förändras inte spektralegenskaperna, eftersom rymden innehåller nästan ingen störande materia. Energiflödet faller emellertid monotont som kvadraten av avståndet från solen. När strålningen når den yttre gränsen för jordens atmosfär, flera hundra kilometer över jordens yta, är strålningsflödet ungefär 1360 Wm 2 (kan du beräkna detta tal från flödet vid solens yta och avståndet till solen Jord Kan du räkna ut flödet på Pluto, vilket är 39 gånger så långt från solen som jorden). Effekt av banans form. Strålningen överst i atmosfären varierar med cirka 3,5 år över året. som jorden snurrar runt solen. Detta beror på att jordens bana inte är cirkulär men elliptisk, med solen belägen i en av ellipsens foci. Jorden är närmare solen vid en tidpunkt på året (en punkt som kallas perihelion) än på motsatt gång (en punkt som kallas aphelion). Den årstid då jorden är vid perihelion rör sig kontinuerligt runt kalenderåret med en period på 21 000 år. För närvarande förekommer perihelion mitt i norra halvklotets vinter. Det årliga genomsnittliga strålningsflödet i toppen av jordens atmosfär (1360 Wm 2) kallas ibland Solar Constant, eftersom det har förändrats med högst några procent över jordens senaste historia (de senaste hundra åren) . Det finns emellertid viktiga variationer i detta flöde över längre, så kallade geologiska, tidsskalor, till vilka jordglaciationscyklerna tillskrivs. Effekt av jordens sfäriska form. Om jorden var en skiva med sin yta vinkelrätt mot solstrålens strålar, skulle varje punkt på den få samma mängd strålning, ett energiflöde som är lika med solkonstanten. Jorden är emellertid en sfär och bortsett från den närmaste delen av solen, där solstrålens strålar är vinkelräta mot marken, lutar sin yta i förhållande till de inkommande strålarna med energi längst bort i linje parallellt med strålningen och därigenom får ingen energi alls (Figur 5). Lutning av jordens axel och årstiderna. Om jordens axel var vinkelrät mot planet i sin omlopp (och riktningen för inkommande strålar av solljus), skulle det strålande energiflödet falla som cosinus av latitud när vi flyttar från ekvator till pol. Men, som det ses i figur 6., viker jordens axel i en vinkel på 23,5deg med avseende på dess omloppsplan. pekar mot en fixpunkt i rymden när den reser runt solen. En gång om året, på sommarsolståndet (ungefär den 21 juni) pekar nordpolen direkt mot solen och sydpolen är helt dold från den inkommande strålningen. Ett halvt år från den dagen, på Vinter Solstice (den 21 december) pekar Nordpolen bort från solen och får inget solljus medan Sydpolen tar emot 24 timmar av fortsatt solljus. Under Solstices är inkommande strålning vinkelrätt mot jordytan på antingen latitud av cancer eller latitud på stenbocken, 23,5deg norr eller söder om ekvatorn beroende på om det är sommar eller vinter på norra halvklotet. Under våren och hösten (på Equinox-dagarna, den 21 mars och 23 september) kantar jordens axel parallellt med solen och båda Polarregionerna får samma mängd ljus. Vid den tiden är strålningen störst vid den sanna ekvatorn. Medeltal över en hel 24-timmarsperiod varierar mängden inkommande strålning med latitud och säsong som visas i figur 7. Observera att figuren kombinerar effekten av förändringen i incidensvinkeln med latitud och tid på året och antalet timmar av solljus under dagen. På polerna, under solstice, är jorden antingen utsatt för solljus över hela (24-timmars) dagen eller är helt dolt från solen hela dagen. Därför får polerna ingen inkommande strålning under sin respektive vinter eller mer än den maximala strålningen vid ekvatorn under deras respektive sommar. Jordstrålningsbudgeten Del 2: Energi från jord och jordens temperatur. Jordarna Albedo. Jordens yta reflekterar (det vill säga återvänder strålningen tillbaka till rymden i mer eller mindre samma spektrum) en del av solenergin. Detta gör det som gör att jordens del upplyst av solen är synlig från rymden (figur 8) på samma sätt som månen och de andra medlemmarna i solsystemet är synliga för oss trots deras brist på en inre källa till synlig strålning . Den mest uppenbara aspekten i Figur 8 är ljusets ljusstyrka. En betydande del av jordens reflektivitet kan tillskrivas moln (det här är bara en anledning till att de är så viktiga i jordklimatet). I klimattexter kallas en planetens reflektivitet som albedo (det vill säga albedo-reflektivitet) och uttrycks som en fraktion. Jordens albedo beror på det geografiska läget, ytegenskaperna och vädret (kan man se från Figur 7 som har högre albedo, marken eller havet). I genomsnitt är jordarna albedo ca 0,3. Denna fraktion av inkommande strålning reflekteras tillbaka i rymden. Den andra 0,7 delen av den inkommande solstrålningen absorberas av vår planet. Effektiv temperatur. Genom att absorbera den inkommande solstrålen värms upp jorden, som en svart kropp (se strålningsvärmeöverföring) och temperaturen stiger. Om jorden inte hade haft någon atmosfär eller hav, som det är till exempel på månen, skulle det bli väldigt varmt på det solbelysta ansiktet på planeten och mycket kallare än vi upplever för närvarande på den mörka sidan (den lilla värmen på Den mörka sidan kommer från den begränsade mängden värme som lagras i marken från tidigare dagar - det är till viss del vad vi upplever i ett molnfritt, marklåsat ökenklimat). Alla uppvärmda föremål måste avge elektromagnetisk strålning. särskilt så om de är omgivna av tomt utrymme. Denna strålning kallas utgående. Så länge det inkommande strålningsflödet är större än det utgående, fortsätter det utstrålade objektet att värma och temperaturen fortsätter att öka. Detta leder i sin tur till en ökning av utgående strålning (enligt Stefan-Boltzman-lagen ökar utgående strålning snabbare än temperaturen). Vid något tillfälle kommer objektet att avge så mycket strålning som mängden inkommande och en radiativ jämvikt (eller balans) kommer att nås. Med hjälp av det vi har lärt oss om radiativ värmeöverföring och en viss geometrisk beräkning kan vi beräkna jämviktstemperaturen hos ett objekt om vi känner till hur mycket inkommande energi. Så här gör vi det när det gäller en planet som roterar runt solen: Låt oss först ange solens strålningsflöde överst i planetens atmosfär av S o (för solkonstant) och planetens albedo av a. Låt oss sedan räkna ut den totala strålningen som absorberas av planeten. För att övervinna svårigheten som orsakas av det faktum att planeterna är sfäriska och deras yta lutar med avseende på inkommande strålning, noterar att mängden fördelad över sfären är lika med den mängd som skulle samlas på planets yta om den var en skiva ( med samma radie som sfären), placerade vinkelrätt mot solljuset. Om planets radie är R är området på den skivan x3C0R 2. Således: värme absorberad av planet (1 - a) x3C0R 2 S o Den totala värme som strålats från planeten är lika med energiflödet som det medför sin temperatur, T e (från Stefan-Boltzman-lagen) gånger hela planetens yta eller: värme utstrålad från planet (4x3C0R 2) x3C3T 4 I radiativ balans har vi sålunda: Lösning av denna ekvation för temperatur som vi erhåller: Vi har lagt ett abonnemang e till temperaturen för att betona att detta skulle vara temperaturen på planetens yta om det inte hade någon atmosfär. Det kallas den effektiva temperaturen på planeten. Enligt denna beräkning är jordens effektiva temperatur ungefär 255 K (eller -18 ° C). Med denna temperatur kommer jordens strålning att vara centrerad på en våglängd på ca 11 x 3BC, väl inom IR-strålningsområdet. På grund av de spektrala egenskaperna hos sol - och jordstrålningen brukar vi referera till dem som respektive kortvåg och långvågstrålning. Växthuseffekten. Jordens effektiva temperatur är mycket lägre än vad vi upplever. Medelvärdet över alla årstider och hela jorden är ytan temperaturen på vår planet cirka 288 K (eller 15degC). Denna skillnad är i effekten av de värmeabsorberande komponenterna i vår atmosfär. Denna effekt kallas växthuseffekten. hänvisar till jordbrukspraxis för att värma trädgårdarna genom att täcka dem med ett glas (eller plast) hölje. Så här fungerar växthuseffekten: Jordens atmosfär innehåller många spår (eller mindre) komponenter (se figur 9 för atmosfärens sammansättning). Medan de stora atmosfäriska komponenterna (kväve och syre) absorberar liten eller ingen strålning, är några av de mindre komponenterna effektiva absorberare (Figur 10). Särskilt effektiv är vattenånga. vilka absorberar effektivt i IR-våglängdsintervallet (Figur 10). Eftersom atmosfären är nästan genomskinlig för solljus, resulterar allt som absorberas vid ytan i uppvärmning och utsläpp av IR-strålning kan denna strålning inte fritt rymma i rymden på grund av absorption i atmosfären av spårgaser som vattenånga och koldioxid (CO 2). Dessa absorberande gaser och deras omgivande luft värmer upp, avger strålning nedåt, mot jordens yta, såväl som uppåt, mot rymden. Detta fäller effektivt en del av IR-strålningen mellan marken och atmosfärens nedre 10 km. Denna minskning av jordens effektivitet för att förlora värme medför att ytemperaturen stiger över den effektiva temperaturen som beräknas ovan (T e) tills till sist kan tillräckligt med tillräckligt utrymme för att balansera den inkommande solstrålningen. Effekten är analog med den av en filt som fäller kroppsvärmen och förhindrar att den flyr in i rummet och därmed håller oss varm på kalla nätter. Allt som IR-absorberande gaser gör gör det svårare för värmen att fly, de kan inte sluta värmeffekten, för halva utsläppet riktas uppåt mot rymden. Växthuseffekten tvingade planeten att höja dess yttemperatur, tills mängden värme utstrålad från toppen av det absorberande skiktet är lika med solstrålningen i toppen av atmosfären. Det är på toppen av det absorberande skiktet att den effektiva temperaturen uppnås, medan den är nere vid jordens yta, är den mycket varmare. Text av Yochanan Kushnir, 2000. Det finns tre böcker som jag alltid hänvisar till från en R-programmering och tidsserieanalysperspektiv: Den första boken från Shumway and Stoffer har en öppen källkod (förkortad) version tillgänglig online kallad EZgreen-versionen. Om du specifikt tittar på prognoser för tidsserier, rekommenderar jag följande böcker: Prognosmetoder och tillämpningar av Makridakis, Wheelwright och Hyndman. Jag fortsätter att hänvisa till den här boken, det här är en klassisk skrivstil är helt fenomenal. En online efterträdare till ovanstående bok med fina R-exempel är prognosprinciper och praktik av Hyndman och Athanasopoulos. Om du tittar på klassisk Box Jenkins modellering, skulle jag rekommendera Time Series Analysis: Prognos och kontroll av Box, Jenkins och Reinsel. En exceptionell behandling av överföringsfunktionsmodellering och prognoser är i prognos med Dynamic Regression Models av Pankratz. Återigen är skrivstilen helt fantastisk. En annan extremt användbar om du använder prognoser för att lösa verkliga världsproblem är Principles of Procurement by Armstrong. Enligt min åsikt är böckerna 1, 4 och 5 några av de bästa av de bästa böckerna. Många gillar prognosprinciper och övning av Hyndman och Athanasopoulos eftersom den är öppen källkod och har R-koder. Det är inte långt närmare bredden, djupet av täckning av prognosmetoder och skrivstilen för den föregångaren Makridakis et al. Nedan finns några kontrastfunktioner på varför jag tycker om Makridakis et al: Referenslista: till exempel i Box Jenkins kapitel Makridakis et al har 31 referenser, Hyndman et al finns det mycket få eller inga referenser i många kapitel. Bredd och djup i täckning - Hyndman et al. främst fokusera på univariate metoder speciellt utvecklad av den första författaren, medan Makridakis et. fokuserar inte bara på egen forskning utan också en mångfald olika metoder och tillämpningar, och även betoning på verklig världsapplikation och inlärning i motsats till att vara mer akademiskt inriktad. Skrivstil - Jag kan verkligen inte klaga som båda böckerna är exceptionellt välskrivna. Men jag lutar mig personligen mot Makridakis eftersom det pekar ner komplexa begrepp i läsarnas vänliga avsnitt. Det finns en sektion om dynamiska regressions - eller överföringsfunktioner, jag har ingen där stött på en så tydlig förklaring på denna komplexa metod. Det krävs extraordinärt skrivande talang för att hjälpa läsaren att förstå vad Dynamisk regression är på 15 sidor och de lyckas med det. Makridakis et al är softwaremethod agnostic och de listar några användbara mjukvarupaket och jämför och kontrasterar dem (även om detta är nästan 20 år gammalt) är fortfarande en mycket värdefull för en utövare. Tre dedikerade kapitel om hur man ansöker prognoser i verklig värld i Makridakis et al. vilket är stort plus att ha för en utövare. Prognoser går helt enkelt inte ut univariata metoder som arima och exponentiell utjämning och producerar utgångar. Det är mycket mer än det, och speciellt strategiska prognoser när man tittar på längre horisont. Principerna för prognoser från Armstrong går utöver de univariata extrapoleringsmetoderna och rekommenderas starkt för alla som gör realprognoser speciellt strategiska prognoser. Om du hittar Hamilton för svårt så finns det Introduktion till Ekonometrisk Modellering Princeton Uni Press av Bent Nielsen och David Hendry. Det fokuserar mer på intuition och praktiska tips än djupare teori. Så om du är i en tidsbegränsning så skulle det vara ett bra tillvägagångssätt. Jag rekommenderar fortfarande att fortsätta med Time Series Analysis av Hamilton. Det är mycket djupt matematiskt och de första fyra kapitlen kommer att hålla dig under lång tid och tjäna som en mycket stark introduktion till ämnet. Det täcker också Granger-orsakssamverkan och samverkan och om du bestämmer dig för att förfölja detta ämne djupt, är det i ovärderlig resurs. För en mer intuitiv behandling av samverkan skulle jag också rekommendera Cointegration, Causality, och Forecasting av Engle and White. Slutligen för mycket avancerade behandlingar finns det Soren Johansens bok Sannolikhetsbaserad Inferens i Cointegrated VARs och självklart David Hendrys Dynamic Econometrics. Bland dessa två tror jag att Hendrys är mer storbildsorienterad och Johansen är ganska svår på matematiken. svarade 7 mar 15 kl 13:25 Hirek, märkte du den första meningen i frågan, där affischen förklarar att de redan använder Hamilton och inte förstår det. och vill ha något annat ndash Glenb 9830 Mar 14 15 på 14:35 Ha helt förbisedde det ledsen Glenb ndash Hirek Mar 14 15 kl 16:44 Enligt min mening kan du verkligen inte slå Prognos: Principer och övning. Det är skrivet av CV: s egna Rob Hyndman och George Athanasopoulos, det finns gratis online, och det finns massor av exempelkod i R, med hjälp av det utmärkta prognospaketet. Om du använder Stata, introducerar tidsserier Använda Stata av Sean Becketti är en solid, mild introduktion, med många exempel och betoning på intuition över teori. Jag tror att den här boken skulle komplettera Ender ganska bra. Boken öppnas med ett intro till Stata-språket, följt av en snabb genomgång av regression och hypotesprovning. Tidsserie-delen börjar med rörelseregent och HoltWinters-tekniker för att släta och prognosera data. Nästa avsnitt fokuserar på att använda dessa för tekniken prognoser. Dessa metoder försummas ofta, men de fungerar ganska bra för automatiserad prognos och är lätta att förklara. Becketti förklarar när de kommer att arbeta och när de inte brukar. De följande kapitlen täcker tidsjämförelser för enjämförelser som autokorrelerade störningar, ARIMA och ARCHGARCH-modellering. I slutet diskuterar Becketti flera ekvationsmodeller, särskilt VAR och VEC, och icke-stationära tidsserier. Dimitriy V. Masterov Theres NBER Summer Institute Vad är New in Time Series Econometrics (inte säker på om detta material är gated eller ej). Det finns videor med bifogade bilder. Föreläsningarna ges av ett par professorer (Stock och Watson) som är kända för sin populärekonomiska studiebok. Vi söker efter långa svar som ger en viss förklaring och sammanhang. Ge inte bara ett enstaka svar förklara varför ditt svar är rätt, helst med citat. Svar som inte innehåller förklaringar kan tas bort. HILL GRIFFITHS LIM 2011 Principer för ekonometri 4E Wiley Fördelar: (1) Mycket lätt att följa. Ämnen presenteras väl. Trots att jag inte tog någon ekonometrisk kurs i mitt liv, förstod jag lätt introduktionsekonometri med boken. (2) Det finns kompletterande böcker för att förstå HILLs bok: a. Använda EViews för principer för ekonometri b. Använda Excel för principer för ekonometri c. Använda Gretl för principer för ekonometri d. Använda Stata för principer för ekonometri Nackdelar: (1) Det finns ingen användning av R för principer för ekonometri R är industristandard. R är bättre än Python. Matematik i åtanke kan bäst reflekteras att kodas via R (Jag säger detta som en person som skrev VBA-moduler i Excel, skrev Gretl-koder, skrev Eviews-koder). Jag självstartade Econometrics med GREENE 2011 Econometric Analysis - W. H. GREENE 7E PearsonPrentice Hall Detta är också trevligt, men mer teoretiskt kan vara svårt för att börja med. Sammanfattningsvis rekommenderar jag starkt att förstå Econometrics med Hills-boken och tillämpa den förståelsen via en annan Econometry-bok som bygger på R.