1. Der einfachste und einfachste Weg ist mit dem Benutzer geschrieben Paket verwendet pss. Dieses Paket funktioniert aber nur für 32-Bit-Fenster. 2. Die nächste einfachste Methode, wenn Sie es verfügbar ist, ist mit StatTranfer, die für die Umwandlung von vielen Arten von Dateien von einem Format in ein anderes ermöglicht: Eine Lizenz könnte für so wenig wie 59, wenn Sie ein Student sind. 3. Die letzte Option dauert noch ein paar Schritte, ist aber kostenlos. ein. Zuerst installieren R b. Als nächstes installieren Sie das Paket Rcmdr aus dem Paketmenü, indem Sie Install Packages PackagesgtInstall Paket (e) wählen gtSelect Closest MirrorgtRcmdr. C. Als nächstes öffnen Sie das Rcmdr-Paket, indem Sie zum Menü PackagesgtLoad Package gehen. GtRcmdr d. Wenn Rcmdr geladen wird, sollte das R Commander-Fenster geladen werden. Wählen Sie aus dem Menü DatagtImport Datagtfrom SPSS Datensatz e. Nennen Sie Ihren Datensatz Data1 select ok, jetzt finden Sie Ihre Sav-Datei. F. Wenn es bis zu diesem Punkt kein Problem gegeben hat, solltest du nun einen Datensatz im Speicher namens Data1 haben. G. Jetzt können Sie in eine dta-Datei mit folgendem Befehl exportieren: write. dta (Data1, File DirectoryFile Name. dta) (In R müssen Sie auch Verzeichnisteiler angeben.) Die Climate System Lectures - Montag und Mittwoch, 11 : 00 AM - 12:15 PM Lab - Dienstag, 4:10 PM -7 PM Solar Strahlung und die Erde Energie Gleichgewicht. Nehmen Sie Ideen und Verständnisse weg: Solarenergie und Gravitationsenergie sind die Grundquellen für Energie für das Klimasystem der Erde. Im Idealfall (bezeichnet als quadratische Körperquote) wird die Materie die gesamte Energie absorbieren, die auf sie in Form von elektromagnetischen Wellen auftrifft und als Ergebnis sich aufwärmen und selbst zu einer Strahlungsquelle werden. Dieser Quell - und Entzug der Energie führt zu einem Gleichgewichtszustand, bei dem die ausgehende Strahlung den ankommenden ausgleicht. Die von einem schwarzen Körper abgestrahlte Energie ist über alle Wellenlängen verteilt, in einer quadratischen quotabhängigen Abhängigkeit von der Wellenlänge. Die maximale Energie wird bei einer Wellenlänge abgestrahlt, die proportional zur Umkehrung der absoluten Temperatur ist. Die Gesamtmenge (ganzzahlig über alle Wellenlängen), die von einem schwarzen Körper abgestrahlt wird, ist proportional zur vierten Potenz ihrer absoluten Temperatur. Der von einer Punktquelle ausstrahlende Energiefluss fällt als Quadrat der Distanz von ihm ab. Dies ist der Grund, warum das Licht schnell abnimmt, wenn man sich von seiner Quelle entfernt. Mit diesen Grundgesetzen und der Kenntnis der Sonnentemperatur können wir die sogenannte quoteffectivequot - oder quotemissionquot-Temperatur eines ihrer umgebenden Planeten berechnen. Dies ist die Temperatur, die die Pflanze bei der Betrachtung vom Weltraum zu haben scheint. Die Erde und andere Planeten sind keine vollkommenen schwarzen Körper, da sie nicht alle ankommenden Sonnenstrahlung absorbieren, sondern einen Teil davon wieder in den Weltraum reflektieren. Das Verhältnis zwischen den reflektierten und den ankommenden Energien wird als die Planeten-Albedo bezeichnet. Wegen seiner sphärischen Form ist die ankommende Sonnenstrahlung nicht gleichmäßig über den Planeten verteilt. In jedem Augenblick, nur die Sonne leuchtet nur die Hälfte der Planeten Oberfläche, mit maximaler Strahlung kommen in lokalen Mittag und weniger in anderen Zeiten des Tages. Die gesamte tägliche Strahlung nimmt von Äquator zu Pol ab. So soll die Erdoberfläche im Äquator wärmer sein als an den Polen. Allerdings kippt 8230 Die Erdungsachse dreht sich um 23,5 Grad von der Rotationsebene um die Sonne, wodurch die Pole während der Sonnenwende zur Sonne zeigen. Das ist der Grund für die Jahreszeiten. Während der Sonnenwende empfängt die Stange, die auf die Sonne und die Umgebung zeigt, während aller 24 Stunden des Tages Strahlung, während der Gegenpol keine Sonnenenergie erhält. Dies hat das Potenzial, die Pole so warm oder wärmer zu machen als der Äquator in ihrer jeweiligen Sommerzeit, wenn es nicht für die große Albedo der Polarregionen wäre. Einführung. Im enger Sinne des Wortes ist Klima der durchschnittliche oder typische Zustand des Wetters an einem bestimmten Ort und Zeit des Jahres. Seine Beschreibung umfasst den Durchschnitt solcher Variablen wie Temperatur, Feuchtigkeit, Windigkeit, Trübung, Niederschlag, Sichtbarkeit etc. und auch der erwartete Bereich der Abweichungen dieser Variablen vom Mittelwert. Im weitesten Sinne aber ist das Klima der Zustand der bewohnbaren Umgebung der Erde, bestehend aus den folgenden Komponenten und den Wechselwirkungen zwischen ihnen: Die Atmosphäre, das schnell reagierende Medium, das uns umgibt und sofort unseren Zustand beeinflusst. Die Hydrosphäre, einschließlich der Ozeane und aller anderen Reservoirs von Wasser in flüssiger Form, die die Hauptquelle der Feuchtigkeit für Niederschlag sind und die Austauschen von Gasen wie CO 2. Und Partikel, wie Salz, mit der Atmosphäre. Die Landmassen, die den Fluss der Atmosphäre und der Ozeane durch ihre Morphologie beeinflussen (dh Topographie, Vegetationsdecke und Rauheit), der hydrologische Zyklus (dh ihre Fähigkeit, Wasser zu speichern) und ihre Strahlungseigenschaften als Materie (Feststoffe, Flüssigkeiten und Gase) Durch die Winde geblasen oder aus dem Erdinneren in Vulkanausbrüchen ausgestoßen. Die Kryosphäre oder die Eiskomponente des Klimasystems, sei es an Land oder an der Ozeanoberfläche, spielt eine besondere Rolle bei der Erdstrahlenbilanz und bei der Bestimmung der Eigenschaften des tiefen Ozeans. Die Biota - alle Lebensformen - die durch Atmung und andere chemische Wechselwirkungen beeinflussen die Zusammensetzung und die physikalischen Eigenschaften Luft und Wasser. In unserer Generation wird das Klima durch die Möglichkeit, dass die menschliche Aktivität auf der Erde während der letzten paar hundert Jahre zu erheblichen und raschen Veränderungen der Umweltbedingungen führen wird, eine beispiellose Aufmerksamkeit erhalten. Diese Veränderungen könnten unsere Gesundheit, Komfort Ebenen und die Fähigkeit zu wachsen und zu verteilen Lebensmittel. Dieser Kurs führt das Klimasystem und die Prozesse ein, die ihren Zustand als Problem in der Naturwissenschaft bestimmen. Unser Ziel ist es, die Eigenschaften des Klimasystems und seiner Regulierungsprozesse quantitativ zu erläutern, so dass ein besseres Verständnis der heutigen Umweltfragen erreicht werden kann. Der Kurs wird auch eine Basis für eine weitere, fortgeschrittenere Untersuchung des Klimasystems und seiner einzelnen Komponenten oder Prozesse bilden. Der Klimasystemkurs beschäftigt sich hauptsächlich mit den Eigenschaften von Atmosphäre und Hydrosphäre und den physikalischen Gesetzen, die ihr Verhalten beherrschen. Aufmerksamkeit auf die feste und lebendige Erde ist auch gegeben, soweit sie die Atmosphäre und die Hydrosphäre beeinflussen. Solide Erde und Leben werden in viel separaten Kursen unter dem EES-Schirm behandelt. Innerhalb des Klimasystems spielt die Atmosphäre die Rolle des effizienten Kommunikators. Die Atmosphäre ist in der Lage, Massen und Wärme über große Entfernungen, horizontal und vertikal schnell zu bewegen und zu verteilen und die Wirkung von häufigen Störungen auf entfernte Regionen des Globus innerhalb von Stunden zu Tagen von ihrem Auftreten zu verbreiten. Die Atmosphäre beeinflusst das Leben auf der Erde direkt, indem sie die Gase für die Atmung von Vegetation und Tieren versorgt und Wasser aus ozeanischen Gebieten bewegt, um in flüssiger oder fester Form an Land deponiert zu werden. Die Atmosphäre schützt auch das Leben auf der Erde vor extremen und potenziell schädlichen Auswirkungen der direkten Sonneneinstrahlung. Die Ozeane sind am wichtigsten wegen ihres enormen Wärmespeichers und ihrer Fähigkeit, diese Hitze horizontal zu verteilen. Die Zusammensetzung und Bewegung des Wassers in der Hydrosphäre erhält ein reiches und vielfältiges Lebenssystem. Der Austausch von Gasen und Wärme zwischen Ozeanen und Atmosphäre bestimmt die physikalischen Eigenschaften und die Zusammensetzung dieser beiden Subsysteme und ist einer der primären Klimaprozesse. Wir beginnen diesen Kurs in einer Studie der Sonnenstrahlung, der Primärenergiequelle für die Erde und ihr Klimasystem. Wir untersuchen die Eigenschaften der Sonne und ihre Energie und die Gesetze, die die Übertragung dieser Energie durch den Raum von der Sonne auf die Erde regeln. Wir studieren dann im Detail die Umwandlung dieser Sonnenenergie auf der Erde und gewinnen erste Wert darauf, wie diese Energie die Eigenschaften des Erdklimas prägt. Die Erdstrahlung Budget Teil 1: Energie aus der Sonne. Die Energie, die das Klimasystem antreibt, kommt von der Sonne. Wenn die Sonnenenergie die Erde erreicht, wird sie teilweise in verschiedene Teile des Klimasystems absorbiert. Die absorbierte Energie wird wieder in Wärme umgewandelt. Was die Erde zum Aufwärmen bringt und es bewohnbar macht. Die Strahlungsabsorption ist sowohl in Raum als auch in der Zeit uneben, und dies führt zu dem komplizierten Muster und der saisonalen Variation unseres Klimas. Um die komplexen Muster der Strahlungsheizung zu verstehen, beginnen wir mit der Erforschung der Beziehung zwischen der Erde und der Sonne während des ganzen Jahres, lernen über die physikalischen Gesetze, die den Strahlungswärmeübergang regeln, das Konzept der Strahlungsbilanz entwickeln und die Implikationen all dessen für die Erde als Ganzes. Wir untersuchen die Beziehung zwischen der Sonnenstrahlung und der Erdtemperatur und untersuchen die Rolle der Atmosphäre und ihrer Konstituenten in dieser Interaktion, um ein Verständnis der Themen wie dem Saisonzyklus und dem Treibhauseffekt zu entwickeln. Wir ergänzen diesen Vortrag durch eine Reihe von zwei Laboraufgaben, die die räumlich und saisonal variierenden Elemente des Erdstrahlungsbudgets näher erläutern, wie sie durch Satellitenbeobachtungen der Erde aufgedeckt werden. Die Sonne und ihre Energie. Die Sonne ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems. Es besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Im Suns-Interieur wandelt eine thermonukleare Fusionsreaktion den Wasserstoff in Helium um, wodurch riesige Energiemengen freigesetzt werden. Die durch die Fusionsreaktion erzeugte Energie wird in Wärmeenergie (Wärme) umgewandelt und erhöht die Temperatur der Sonne auf Werte, die etwa zwanzigmal größer sind als die der Erdoberfläche. Die solare Wärmeenergie fährt durch den Raum in Form von elektromagnetischen Wellen, die die Übertragung von Wärme durch einen als Strahlung bekannten Prozess ermöglichen. Die Sonnenstrahlung erfolgt über einen weiten Bereich von Wellenlängen. Allerdings ist die Energie der Sonnenstrahlung nicht gleichmäßig über alle Wellenlängen aufgeteilt, sondern ist, wie Abbildung 1 zeigt, eher scharf auf das Wellenlängenband von 0,2-2 Mikrometern (x3BCmone millionstel Meter) zentriert. Wie aus Abbildung 2 hervorgeht, umfasst der Hauptbereich der Sonnenstrahlung ultraviolette Strahlung (UV 0,001-0,4 x3BCm), sichtbare Strahlung (Licht, 0,4-0,7 x3BCm) und Infrarotstrahlung (IR 0,7-100 x3BCm). Die Physik der Strahlungswärmeübertragung. Bevor wir die Wirkung der Sonnenstrahlung auf die Erde untersuchen, sollten wir einen Moment Zeit nehmen, um die physikalischen Gesetze über die Übertragung von Energie durch Strahlung zu überprüfen. Insbesondere sollten wir folgende Punkte verstehen: Der Strahlungswärmeübertragungsprozess ist unabhängig von der Gegenwart von Materie. Es kann Wärme auch durch leeren Raum bewegen. Alle Körper emittieren Strahlung und die Wellenlänge (oder Frequenz) und Energieeigenschaften (oder Spektrum) dieser Strahlung werden allein durch die Bodys-Temperatur bestimmt. Der Energiefluss fällt als das Quadrat der Entfernung vom strahlenden Körper ab. Strahlung geht durch eine Transformation, wenn es auf andere Objekte (fest, Gas oder Flüssigkeit) trifft. Diese Umwandlung hängt von den physikalischen Eigenschaften dieses Objekts ab, und durch diese Umwandlung kann die Strahlung Wärme von dem emittierenden Körper auf die anderen Gegenstände übertragen. Um mehr über diese Punkte zu lesen, gehen Sie zu strahlender Wärmeübertragung. Strahlentransfer von Sonne zu Erde. Eigenschaften der Sonnenstrahlung Die Sonne befindet sich im Zentrum unseres Sonnensystems, in einer Entfernung von etwa 150 x 10 6 Kilometern von der Erde. Bei einer Oberflächentemperatur von 5780 K (Grad Kelvin Grad C 273,15) beträgt der Energiefluss an der Oberfläche der Sonne etwa 63 x 10 6 Wm 2 (wissen Sie, welches Gesetz der Strahlentransfer wir verwenden, um diese Zahl zu berechnen Link zu Strahlungswärmeübertragung.) Dieser Strahlungsfluss maximiert bei einer Wellenlänge von etwa 0,5 x3BCm (können Sie zeigen, dass dies auf der Grundlage der Gesetze der Strahlungswärmeübertragung zutrifft), die im Zentrum des sichtbaren Teils des Spektrums liegt. Sonnenstrahlung auf der Erde Wenn sich die Sonnenenergie durch den Raum ausbreitet, ändern sich ihre spektralen Eigenschaften nicht, weil der Raum fast keine störende Materie enthält. Doch der Energiefluss fällt monoton als das Quadrat der Entfernung von der Sonne. Wenn also die Strahlung die äußere Grenze der Erdatmosphäre erreicht, mehrere hundert Kilometer über der Erdoberfläche, beträgt der Strahlungsfluss etwa 1360 Wm 2 (Können Sie diese Zahl aus dem Fluss an der Oberfläche der Sonne und der Entfernung zum Erde Kannst du den Fluß auf Pluto herausfinden, der 39 Mal so weit von der Sonne als Erde ist. Wirkung der Umlaufformen. Die Strahlung an der Spitze der Atmosphäre variiert um etwa 3,5 über dem Jahr. Wie die Erde sich um die Sonne dreht. Das ist, weil die Erdumlaufbahn nicht kreisförmig, sondern elliptisch ist, wobei die Sonne in einem der Brennpunkte der Ellipse liegt. Die Erde ist der Sonne zu einer Zeit des Jahres näher (ein Punkt, der als Perihel bezeichnet wird) als zum Gegenteil (ein Punkt, der als Aphel bezeichnet wird). Die Zeit des Jahres, in der die Erde bei Perihel ist, bewegt sich kontinuierlich um das Kalenderjahr mit einer Periode von 21.000 Jahren. Gegenwärtig tritt Perihel in der Mitte des nördlichen Hemisphären-Winters auf. Der jährliche durchschnittliche Strahlungs-Sonnenfluss an der Spitze der Erdatmosphäre (1360 Wm 2) wird manchmal als Solar Constant bezeichnet, weil er sich in der jüngsten Geschichte der Erde (letzten paar hundert Jahre) nicht mehr als ein paar Prozent verändert hat, . Es gibt jedoch wichtige Variationen in diesem Fluß über längere, so genannte geologische, Zeitskalen, denen die Erdverhärtungszyklen zugeschrieben werden. Wirkung der Gelenksphärische Form Wenn die Erde eine Scheibe mit ihrer Oberfläche senkrecht zu den Strahlen des Sonnenlichts wäre, würde jeder Punkt auf ihm die gleiche Strahlung erhalten, ein Energiefluss gleich der Sonnenkonstante. Allerdings ist die Erde eine Kugel und abgesehen von dem der Sonne am nächsten liegenden Teil, wo die Sonnenstrahlen senkrecht zum Boden stehen, ihre Oberfläche kippt in Bezug auf die einkommenden Energien mit den am weitesten entfernten Regionen parallel zur Strahlung Und damit überhaupt keine Energie erhält (Abbildung 5). Die Neigung der Erdachse und der Jahreszeiten. Wenn die Achse der Erde senkrecht zur Ebene ihrer Umlaufbahn war (und die Richtung der eintreffenden Sonnenstrahlen), dann würde der Strahlungsenergiefluss als der Kosinus der Breite fallen, wenn wir uns von Äquator zu Pol bewegen. Jedoch, wie in Fig. 6 zu sehen, kippt die Erdachse in einem Winkel von 23,5 Grad in Bezug auf ihre Ebene der Umlaufbahn. Zeigt auf einen fixen Punkt im Raum, wie es um die Sonne reist. Einmal im Jahr, auf der Sommersonnenwende (am oder um den 21. Juni), zeigt der Nordpol direkt auf die Sonne und der Südpol ist völlig vor der ankommenden Strahlung verborgen. Ein halbes Jahr ab diesem Tag, auf der Wintersonnenwende (am oder um den 21. Dezember) zeigt der Nordpol von der Sonne weg und erhält kein Sonnenlicht, während der Südpol 24 Stunden Sonnenlicht erhält. Während der Sonnenwende ist die ankommende Strahlung senkrecht zur Erdoberfläche entweder auf der Breite des Krebses oder der Breite des Steinbocks, 23,5 Grad nördlich oder südlich des Äquators, je nachdem, ob es Sommer oder Winter in der nördlichen Hemisphäre ist. Während des Frühlings und des Herbstes (an den Tag der Tagundnacht am 21. März und 23. September) kippt die Erdachse parallel zur Sonne und beide Polargebiete erhalten die gleiche Lichtmenge. Zu diesem Zeitpunkt ist die Strahlung am echten Äquator am größten. Durchschnittlich über einen vollen 24-Stunden-Zeitraum, variiert die Menge der ankommenden Strahlung mit Breiten - und Jahreszeiten, wie in Abbildung 7 gezeigt. Beachten Sie, dass die Figur die Wirkung der Änderung des Einfallswinkels mit der Breite und der Jahreszeit und der Anzahl der Stunden kombiniert Sonnenlicht während des Tages. An den Stangen, während der Sonnenwende, ist die Erde entweder dem Sonnenlicht über den gesamten (24-Stunden) Tag ausgesetzt oder ist ganz der ganzen Tag vor der Sonne verborgen. Aus diesem Grund erhalten die Pole während ihres jeweiligen Winters keine eingehende Strahlung während ihres jeweiligen Winters oder mehr als die maximale Strahlung am Äquator. Die Erdstrahlung Budget Teil 2: Energie aus Erde und Erde Temperatur. Die Erde Albedo. Die Erdoberfläche reflektiert (das heißt, die Strahlung zurück in den Raum in mehr oder weniger dem gleichen Spektrum zurück) Teil der Sonnenenergie. Dies ist es, was den von der Sonne beleuchteten Teil der Erde aus dem Weltraum erhebt (Abbildung 8) in der gleichen Weise, dass der Mond und die anderen Mitglieder des Sonnensystems für uns sichtbar sind, trotz ihres Mangels an einer inneren Quelle der sichtbaren Strahlung . Der offensichtlichste Aspekt von Abbildung 8 ist die Helligkeit der Erdwolkendecke. Ein wesentlicher Teil der Reflexion der Erde ist auf Wolken zurückzuführen (dies ist nur ein Grund, warum sie im Erdklima so wichtig sind). In Klimatexten wird die Reflektivität eines Planeten als Albedo bezeichnet (dh Albedo-Reflektivität) und wird als Bruch ausgedrückt. Die Albedo der Erde hängt von der geographischen Lage, den Oberflächeneigenschaften und dem Wetter ab (man sieht aus Abbildung 7, die eine höhere Albedo, das Land oder den Ozean hat). Im Durchschnitt aber ist die Algen der Erde etwa 0,3. Dieser Anteil der ankommenden Strahlung wird in den Raum reflektiert. Die anderen 0,7 Teile der ankommenden Sonnenstrahlung werden von unserem Planeten aufgenommen. Wirksame Temperatur. Durch die Absorption der ankommenden Sonnenstrahlung erwärmt sich die Erde wie ein schwarzer Körper (siehe Strahlungswärmeübertragung) und seine Temperatur steigt. Wenn die Erde keine Atmosphäre oder Ozean gehabt hätte, wie es zum Beispiel auf dem Mond der Fall ist, würde es sehr warm auf dem sonnenbeschienenen Gesicht des Planeten und viel kälter, als wir es jetzt erleben, auf der dunklen Seite (die kleine Wärme auf Die dunkle Seite würde von der begrenzten Menge an Hitze, die in den Boden von der vorherigen Tag gespeichert wurde - das ist zu einem gewissen Grad, was wir in einem wolkenfreien, landgesperrten Wüstenklima erleben) kommen. A ll beheizte Gegenstände müssen elektromagnetische Strahlung aussenden. Besonders wenn sie von leerem Raum umgeben sind. Diese Strahlung wird als ausgehend bezeichnet. Solange der ankommende Strahlungsfluss größer als der Ausgang ist, wird das abgestrahlte Objekt weiter warm, und seine Temperatur wird weiter zunehmen. Dies führt wiederum zu einer Zunahme der ausgehenden Strahlung (nach dem Stefan-Boltzman-Gesetz steigt die ausgehende Strahlung schneller als die Temperatur). Irgendwann wird das Objekt so viel Strahlung aussenden wie die eingehende Menge und ein Strahlungsgleichgewicht (oder Gleichgewicht) erreicht werden. Mit dem, was wir über Strahlungswärmeübertragung und eine geometrische Berechnung gelernt haben, können wir die Gleichgewichtstemperatur eines Objekts berechnen, wenn wir die Menge der ankommenden Energie kennen. Hier machen wir das im Falle eines Planeten, der sich um die Sonne dreht: Zuerst bezeichnen wir den Sonnenstrahlenfluss an der Spitze der Planetenatmosphäre durch S o (für Sonnenkonstante) und die Albedo des Planeten durch einen. Dann lassen Sie uns herausfinden, die Gesamtmenge der Strahlung, die vom Planeten absorbiert wird. Um die Schwierigkeit zu überwinden, die durch die Tatsache, dass die Planeten sphärisch sind und ihre Oberflächenkippen in Bezug auf die ankommende Strahlung aufwiesen, ist zu beachten, dass die über die Kugel verteilte Menge gleich der Menge ist, die auf der Planetenoberfläche gesammelt würde, wenn es sich um eine Scheibe handelt ( Mit dem gleichen Radius wie die Kugel), senkrecht zum Sonnenlicht platziert. Wenn der Planetenradius R ist, ist der Bereich dieser Platte x3C0R 2. So ist die vom Planeten absorbierte Wärme (1 - a) x3C0R 2 S o Die vom Planeten abgestrahlte Gesamtwärme ist gleich dem Energiefluss, der durch seine Temperatur, T e (aus dem Stefan-Boltzman-Gesetz), die ganze Fläche des Planeten bedeutet Oder: Hitze, die vom Planeten abgestrahlt wird (4x3C0R 2) x3C3T 4 In der Strahlungsbilanz haben wir also: Lösung dieser Gleichung für die Temperatur, die wir erhalten: Wir haben einen Index e zur Temperatur hinzugefügt, um zu betonen, dass dies die Temperatur an der Oberfläche des Planeten wäre Wenn es keine atmosphäre hätte Es wird als die effektive Temperatur des Planeten bezeichnet. Nach dieser Berechnung beträgt die effektive Temperatur der Erde etwa 255 K (oder -18 ° C). Bei dieser Temperatur wird die Erdstrahlung auf eine Wellenlänge von etwa 11 x3BCm zentriert, gut im Bereich der Infrarotstrahlung (IR). Wegen der spektralen Eigenschaften der Sonnen - und Erdstrahlung neigen wir dazu, sie als Kurzwellen - und Langwellenstrahlung zu bezeichnen. Der Treibhauseffekt. Die effektive Temperatur der Erde ist viel niedriger als das, was wir erleben. Durchschnittlich über alle Jahreszeiten und die ganze Erde, ist die Oberflächentemperatur unseres Planeten etwa 288 K (oder 15degC). Dieser Unterschied liegt in der Wirkung der wärmeabsorbierenden Komponenten unserer Atmosphäre. Dieser Effekt ist als Treibhauseffekt bekannt. Unter Bezugnahme auf die landwirtschaftliche Praxis der Erwärmung Garten Grundstücke, indem sie sie mit einem Glas (oder Kunststoff) Gehäuse. Hier ist der Treibhauseffekt: Die Erdatmosphäre enthält viele Spuren (oder kleinere) Komponenten (siehe Abbildung 9 für die Zusammensetzung der Atmosphäre). Während die großen atmosphärischen Komponenten (Stickstoff und Sauerstoff) wenig oder keine Strahlung absorbieren, sind einige der kleineren Komponenten wirksame Absorber (Abbildung 10). Besonders wirksam ist Wasserdampf. Die effektiv im IR-Wellenlängenbereich absorbieren (Abbildung 10). Da die Atmosphäre für das Sonnenlicht nahezu transparent ist, führt das, was an der Oberfläche absorbiert wird, zu einer Erwärmung und der Emission von IR-Strahlung, die diese Strahlung aufgrund der Absorption in der Atmosphäre durch Spurengase wie Wasserdampf und Kohlendioxid (CO 2). Diese absorbierenden Gase und ihre umgebende Luft erwärmen sich, strahlen Strahlung nach unten, in Richtung der Erdoberfläche, sowie nach oben, in Richtung Raum. Dies füllt effektiv einen Teil der IR-Strahlung zwischen Boden und den unteren 10 km der Atmosphäre. Diese Verringerung des Wirkungsgrades der Erde, um Wärme zu verlieren, bewirkt, dass die Oberflächentemperatur über die oben berechnete effektive Temperatur (T e) ansteigt, bis schließlich ausreichend Wärme in den Raum entweichen kann, um die ankommende Sonnenstrahlung auszugleichen. Die Wirkung ist analog zu der einer Decke, die die Körperwärme einfängt, die es verhindert, dass sie in den Raum entweicht und so bei kalten Nächten warm bleibt. Alles, was die IR-absorbierenden Gase tun, macht es schwieriger für Hitze zu entkommen, sie dont (und cant) stoppen die Wärmeleistung, weil die Hälfte ihrer Emission nach oben in Richtung Raum gerichtet ist. Der Treibhauseffekt zwang den Planeten, seine Oberflächentemperatur zu erhöhen, bis die Wärmemenge, die von der Oberseite der absorbierenden Schicht abgestrahlt wurde, gleich der Sonnenstrahlung am oberen Ende der Atmosphäre ist. Es ist an der Oberseite der absorbierenden Schicht, dass die effektive Temperatur erreicht wird, während unten an der Oberfläche der Erde ist es viel wärmer. Text von Yochanan Kushnir, 2000. Es gibt drei Bücher, die ich immer auf eine R-Programmierung und Zeitreihenanalyse-Perspektive beziehe: Das erste Buch von Shumway und Stoffer hat eine Open Source (verkürzte) Version, die online als EZgreen Version erhältlich ist. Wenn Sie sich speziell in die Zeitreihenvorhersage schauen, würde ich folgende Bücher empfehlen: Vorhersagemethoden und Anwendungen von Makridakis, Wheelwright und Hyndman. Ich beziehe mich immer wieder auf dieses Buch, das ist ein klassischer Schreibstil ist absolut phänomenal. Ein Online-Nachfolger des oben genannten Buches mit schönen R-Beispielen ist Forecasting Principles und Praxis von Hyndman und Athanasopoulos. Wenn Sie auf klassische Box Jenkins Modellierung Ansatz suchen, würde ich empfehlen, Time Series Analysis: Forecasting und Control by Box, Jenkins und Reinsel. Eine außergewöhnliche Behandlung bei der Transferfunktion Modellierung und Prognose ist in Prognose mit Dynamic Regression Models von Pankratz. Wieder ist der Schreibstil absolut großartig. Eine weitere äußerst nützlich, wenn Sie in der Anwendung von Prognosen, um reale Welt Probleme zu lösen ist Principles of Forecasting von Armstrong. Meiner Meinung nach sind die Bücher 1, 4 und 5 einige der besten der besten Bücher. Viele wie Prognoseprinzipien und Praxis von Hyndman und Athanasopoulos weil seine Open Source und hat R-Codes. Es ist nicht näher an die Breite, die Tiefe der Berichterstattung über die Vorhersage Methoden und die Schreibweise der Vorgänger Makridakis et al. Im Folgenden sind einige kontrastierende Features auf, warum ich die Makridakis et al: Liste der Referenzen: zum Beispiel in der Box Jenkins Kapitel Makridakis et al hat 31 Referenzen, Hyndman et al gibt es sehr wenig oder keine Referenzen in vielen Kapiteln. Breite und Tiefe in Abdeckung - Hyndman et al. Konzentrieren sich vor allem auf Univariate Methoden, die speziell vom ersten Autor entwickelt wurden, während Makridakis et. Al Fokus nicht nur auf ihre eigene Forschung, sondern eine Vielzahl von Methoden und Anwendung und auch Schwerpunkt auf realen Welt Anwendung und Lernen im Gegensatz zu mehr akademisch konzentriert. Schreibstil - ich kann mich nicht beschweren, da beide Bücher außergewöhnlich gut geschrieben sind. Allerdings lehne ich mich persönlich auf Makridakis, weil es komplexe Konzepte in leserfreundliche Abschnitte kocht. Es gibt einen Abschnitt über dynamische Regression oder Transfer-Funktionen, ich habe keine, wo begegnet eine solche klare Erklärung auf diese komplexe Methode. Es braucht außergewöhnliche schriftliche Talente zu helfen Leser verstehen, was dynamische Regression ist in 15 Seiten und sie gelingt es. Makridakis et al ist softwaremethod agnostic und sie listen einige nützliche Softwarepakete auf und vergleichen und kontrastieren sie (obwohl dies fast 20 Jahre alt ist) ist immer noch ein sehr wertvoll für einen Praktiker. Drei dedizierte Kapitel über die Anwendung der Prognose in der realen Welt in Makridakis et al. Das ist ein großes Plus für einen Praktiker. Prognose läuft einfach nicht univariate Methoden wie Arima und exponentielle Glättung und produziert Ausgänge. Es ist viel mehr als das, und vor allem strategische Vorhersage, wenn man in längeren Horizont schaut. Die Grundsätze der Prognose von Armstrong gehen über die univariate Extrapolationsmethoden hinaus und sind sehr empfehlenswert für alle, die echte Welt vorhersagen, besonders strategische Prognosen. Wenn Sie Hamilton zu schwierig finden, dann gibt es Einführung in die Econometric Modeling Princeton Uni Press von Bent Nielsen und David Hendry. Es konzentriert sich mehr auf Intuition und praktische How-tos als tieferen Theorie. Also, wenn Sie auf eine Zeit Zwang dann das wäre ein guter Ansatz. Ich würde es noch empfehlen, mit Time Series Analysis von Hamilton zu beharren. Es ist sehr tief mathematisch und die ersten vier Kapitel werden Sie für eine lange Zeit halten und dienen als eine sehr starke Einführung in das Thema. Es deckt auch Granger Nicht-Kausalität und Kointegration und wenn Sie sich entscheiden, dieses Thema tiefer zu verfolgen, dann ist es in unschätzbare Ressource. Für eine intuitivere Behandlung der Kointegration würde ich auch Cointegration, Causality und Prognose von Engle und White empfehlen. Schließlich für sehr fortgeschrittene Behandlungen, gibt es Soren Johansens Buch Likelihood-Based Inference in Cointegrated VARs und natürlich David Hendrys Dynamic Econometrics. Unter diesen beiden, würde ich denken, Hendrys ist mehr groß-Bild orientiert und Johansen ist ziemlich hart auf die Mathematik. Antwortete Mar 7 15 um 13:25 Hirek, hast du den ersten Satz der Frage bemerkt, wo das Plakat erklärt, dass sie schon Hamilton benutzen und es nicht verstehen. Und will etwas anderes ndash Glenb 9830 Mar 14 15 at 14:35 Ich habe total übersehen, dass sorry Glenb ndash Hirek Mar 14 15 um 16:44 Meiner Meinung nach können Sie wirklich nicht schlagen Forecasting: Prinzipien und Praxis. Sein geschrieben von CVs besitzen Rob Hyndman und George Athanasopoulos, sein vorhandenes freies on-line, und sein hat Tonnen des Beispielcodes in R, Gebrauch des ausgezeichneten Vorhersagepakets. Wenn Sie Stata verwenden, ist Einführung in die Zeitreihe mit Stata von Sean Becketti eine solide, sanfte Einführung, mit vielen Beispielen und einem Schwerpunkt auf Intuition über Theorie. Ich denke, dieses Buch würde Ender sehr gut ergänzen. Das Buch öffnet sich mit einem Intro zur Stata-Sprache, gefolgt von einer schnellen Überprüfung der Regression und Hypothesentests. Der Zeitreihenteil beginnt mit Gleit - und HoltWinter-Techniken, um die Daten zu glätten und zu prognostizieren. Der nächste Abschnitt konzentriert sich auf die Verwendung dieser für Techniken Vorhersage. Diese Methoden werden oft vernachlässigt, aber sie funktionieren eher gut für die automatisierte Prognose und sind leicht zu erklären. Becketti erklärt, wann sie arbeiten werden und wann sie es nicht tun. Die nächsten Kapitel umfassen Single-Equation-Zeitreihenmodelle wie autokorrelierte Störungen, ARIMA und ARCHGARCH Modellierung. Am Ende diskutiert Becketti Multiple-Equation-Modelle, insbesondere VARs und VECs, und nicht-stationäre Zeitreihen. Dimitriy V. Masterov Theres der NBER Sommerinstitut Was ist neu in der Zeit Serie Ökonometrie (nicht sicher, ob dieses Material ist oder nicht). Es gibt Videos mit begleitenden Folien. Die Vorträge werden von einem Paar Professoren (Stock und Watson) gegeben, die für ihr populäres Undergraduate Econometrics Lehrbuch bekannt sind. Wir suchen lange Antworten, die eine Erklärung und einen Kontext liefern. Don39t geben nur eine einzeilige Antwort erklären, warum Ihre Antwort richtig ist, idealerweise mit Zitaten. Antworten, die keine Erklärungen enthalten, können entfernt werden. HILL GRIFFITHS LIM 2011 Grundsätze der Ökonometrie 4E Wiley Vorteile: (1) Sehr einfach zu folgen. Themen sind gut präsentiert. Obwohl ich in meinem Leben keinen ökonometrischen Kurs gemacht habe, habe ich mit dem Buch leicht einleitende Ökonometrie erfaßt. (2) Es gibt ergänzende Bücher zu verstehen Hills Buch: a. Mit EViews für Prinzipien der Ökonometrie b. Verwenden von Excel für Prinzipien der Ökonometrie c. Mit Gretl für Prinzipien der Ökonometrie d. Verwenden von Stata für Prinzipien der Ökonometrie Nachteile: (1) Es gibt keine Verwendung von R für Grundsätze der Ökonometrie R ist Industriestandard. R ist besser als Python. Mathe im Kopf kann am besten reflektiert werden, um Code über R (ich sage dies als eine Person, die VBA-Module in Excel geschrieben, schrieb Gretl-Codes, schrieb Eviews-Codes). Ich selbst begann Ökonometrie mit GREENE 2011 Econometric Analysis - W. H. GREENE 7E PearsonPrentice Hall Das ist auch schön, aber mehr theoretisch kann für Starter schwierig sein. Zusammenfassend empfehle ich dringend, Ökonometrie mit Hills-Buch zu erfassen und dieses Verständnis über ein anderes Ökonometriebuch zu betrachten, das auf R basiert.
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