Movendo média stata 11

1. A maneira mais fácil e mais simples é usar o usuário escreveu o pacote usespss. Este pacote no entanto só funciona para janelas de 32 bits. 2. O método mais fácil se você tem disponível é usando StatTranfer que permite a conversão de muitos tipos de arquivos de um formato para outro: uma licença poderia ser tido para tão pouco como 59 se você for um estudante. 3. A última opção demora mais alguns passos, mas é gratuita. uma. Primeiro instale R b. Em seguida, instale o pacote Rcmdr no Menu Pacote selecionando Instalar Pacotes Pacote PackagesgtInstall gtSelect Closest MirrorgtRcmdr. C. Em seguida, abra o pacote Rcmdr indo ao pacote PackagesgtLoad do menu. GtRcmdr d. Quando carrega Rcmdr deve carregar a janela R Commander. Selecione a partir do menu DatagtImport Datagt do conjunto de dados do SPSS e. Nomeie seu conjunto de dados Data1 selecione ok, agora encontre seu arquivo sav. F. Se não houve nenhum problema até este ponto, você deve agora ter um conjunto de dados na memória chamado Data1. G. Agora você pode exportar para um arquivo dta com o seguinte comando: write. dta (Data1, File Directory File Name. dta) (Em R você precisa especificar divisores de diretório como ou não.) The Climate System Lectures - Monday and Wednesday, 11 : 00 AM - 12:15 PM Laboratório - terça-feira, 4:10 PM -7 PM A radiação solar eo equilíbrio de energia das terras. Leve idéias e entendimentos: Energia solar e energia gravitacional são as fontes fundamentais de energia para o sistema climático da Terra. No caso ideal (designado por corpo quotblack) a matéria absorverá toda a energia incidindo sobre ela sob a forma de ondas eletromagnéticas e, como resultado, aquecerá e se tornará uma fonte de radiação. Este quotgive e takequot de energia leva a um estado de equilíbrio, onde a radiação de saída equilibra o entrante. A energia irradiada de um corpo negro é distribuída sobre todos os comprimentos de onda, em uma dependência de quotbell-quotbell no comprimento de onda. A energia máxima é irradiada a um comprimento de onda proporcional ao inverso da temperatura absoluta. A energia total (integral sobre todos os comprimentos de onda) irradiada de um corpo preto é proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta. O fluxo de energia que irradia de uma fonte pontual cai como o quadrado da distância dele. É por isso que a luz escurece rapidamente à medida que se afasta de sua fonte. Usando essas leis fundamentais e conhecendo a temperatura dos Sol, podemos calcular a temperatura citada de qualquer de seus planetas circundantes. Esta é a temperatura que a planta parecerá ter quando vista do espaço exterior. A Terra e outros planetas não são corpos pretos perfeitos, pois não absorvem toda a radiação solar recebida, mas refletem parte dela de volta ao espaço. A razão entre as energias refletida e recebida é denominada albedo planetário. Por causa de sua forma esférica a radiação solar entrante não é distribuída igualmente sobre o planeta. Em cada instante, apenas o sol ilumina apenas metade da superfície dos planetas, com radiação máxima chegando ao meio-dia local e menos em outros momentos do dia. A radiação diária total diminui de equador para pólo. Assim, a superfície da Terra deve inerentemente ser mais quente no equador do que nos pólos. No entanto, 8230 O eixo de rotação da Terra inclina-se a uma distância de 23,5 graus do plano de rotação ao redor do Sol, o que faz com que os pólos apontem para o sol durante o tempo do solstício. Esta é a razão para as estações. Durante o solstício, o pólo que aponta para o sol ea área circunvizinha recebe a radiação durante todas as 24 horas do dia quando o pólo oposto não receber nenhuma energia solar. Isto tem o potencial para fazer os pólos tão quente ou mais quente do que o equador em seu tempo de verão respectivo se não fosse para o albedo grande das regiões polares. Introdução. No sentido estrito da palavra, o clima é o estado médio ou típico do tempo em um determinado local e época do ano. Sua descrição inclui a média de variáveis ​​como temperatura, umidade, windiness, nebulosidade, precipitação, visibilidade etc e também a faixa esperada dos desvios dessas variáveis ​​da média. No sentido mais amplo, contudo, o clima é o estado do ambiente habitável da Terra que consiste nos seguintes componentes e nas interações entre eles: A atmosfera, o meio de resposta rápida que nos rodeia e afeta imediatamente nossa condição. A hidrosfera, incluindo os oceanos e todos os outros reservatórios de água na forma líquida, que são a principal fonte de umidade para precipitação e que trocam gases, como CO 2. E partículas, tais como sal, com a atmosfera. As massas terrestres, que afetam o fluxo da atmosfera e dos oceanos através de sua morfologia (isto é, topografia, cobertura vegetal e rugosidade), o ciclo hidrológico (ou seja, sua capacidade de armazenar água) e suas propriedades radiativas como matéria (sólidos, líquidos e gases) Soprado pelos ventos ou ejetado de terras interiores em erupções vulcânicas. A criosfera, ou componente de gelo do sistema climático, seja em terra ou na superfície dos oceanos, que desempenha um papel especial no balanço de radiação da Terra e na determinação das propriedades do oceano profundo. A biota - todas as formas de vida - que através da respiração e outras interações químicas afeta a composição e propriedades físicas ar e água. Em nosso clima de geração está recebendo atenção sem precedentes devido à possibilidade de que a atividade humana na Terra durante os últimos cem anos levará a mudanças significativamente grandes e rápidas nas condições ambientais. Essas mudanças podem afetar nossa saúde, níveis de conforto e capacidade de cultivar e distribuir alimentos. Este curso introduz o sistema climático e os processos que determinam seu estado como um problema na ciência física. Nosso objetivo é explicar as propriedades do sistema climático e seus processos de governo de forma quantitativa, de modo que uma melhor compreensão dos problemas ambientais de hoje pode ser alcançada. O curso também fornecerá uma base para um estudo mais aprofundado do sistema climático e seus componentes ou processos individuais. O curso do Sistema Climático diz respeito principalmente às propriedades da atmosfera e da hidrosfera e às leis físicas que regem o seu comportamento. Atenção à terra sólida e viva também é dada, na medida em que afetam a atmosfera ea hidrosfera. Solid Earth e Life são tratados em muito mais detalhes em dois cursos separados no âmbito da EES. Dentro do sistema climático a atmosfera desempenha o papel de comunicador eficiente. A atmosfera é capaz de mover e distribuir rapidamente massa e calor em grandes distâncias, horizontal e verticalmente e espalhar o efeito de perturbações freqüentes para regiões remotas do globo dentro de horas a dias de sua ocorrência. A atmosfera afeta diretamente a vida na Terra fornecendo os gases para a respiração da vegetação e dos animais e movendo a água das regiões oceânicas para ser depositada na forma líquida ou contínua na terra. A atmosfera também protege a vida na Terra dos efeitos extremos e potencialmente nocivos da radiação solar direta. Os oceanos são os mais importantes por causa de seu tremendo potencial de armazenamento de calor e sua capacidade de distribuir esse calor horizontalmente. A composição eo movimento da água na hidrosfera sustenta um sistema de vida rico e diverso. A troca de gases e calor entre oceanos e atmosfera determina as propriedades físicas ea composição de ambos os subsistemas e é um dos principais processos climáticos. Começamos este curso em um estudo de radiação solar, a fonte de energia primária para a Terra e seu sistema climático. Examinamos as propriedades do Sol e sua energia e as leis que regem a transferência dessa energia através do espaço do Sol para a Terra. Em seguida, estudar em pormenor a transformação desta energia solar na Terra e ganhar a primeira apreciação sobre como esta energia formas as propriedades do clima Terra. O Orçamento de Radiação da Terra Parte 1: Energia do Sol. A energia que dirige o sistema climático vem do Sol. Quando a energia dos Suns chega à Terra, ela é parcialmente absorvida em diferentes partes do sistema climático. A energia absorvida é convertida de volta ao calor. Que faz com que a Terra aquecer e torna habitável. Absorção de radiação solar é desigual no espaço e tempo e isso dá origem ao padrão intrincado e variação sazonal do nosso clima. Para entender os padrões complexos de aquecimento radiativo da Terra, começamos por explorar a relação entre a Terra e o Sol ao longo do ano, aprender sobre as leis físicas que regem a transferência de calor radiativo, desenvolver o conceito de equilíbrio radiativo e explorar as implicações de todos estes para o A Terra como um todo. Examinamos a relação entre a radiação solar e a temperatura da Terra e estudamos o papel da atmosfera e seus constituintes nessa interação, para desenvolver uma compreensão de tópicos como o ciclo sazonal e o efeito estufa. Complementamos esta palestra por um conjunto de duas atribuições de laboratório que exploram em muito mais detalhes os elementos variando espacial e sazonalmente do orçamento de radiação da Terra como eles são revelados através de observações por satélite da Terra. O Sol e sua energia. O Sol é a estrela localizada no centro do nosso sistema planetário. É composto principalmente de hidrogênio e hélio. No interior dos Sols, uma reação de fusão termonuclear converte o hidrogênio em hélio liberando enormes quantidades de energia. A energia criada pela reação de fusão é convertida em energia térmica (calor) e eleva a temperatura do Sol para níveis que são cerca de vinte vezes maiores que a superfície da Terra. A energia térmica solar viaja através do espaço na forma de ondas eletromagnéticas que permitem a transferência de calor através de um processo conhecido como radiação. A radiação solar ocorre em uma ampla gama de comprimentos de onda. No entanto, a energia da radiação solar não é dividida uniformemente em todos os comprimentos de onda, mas, como mostra a Figura 1, é bastante centrada na faixa de comprimento de onda de 0,2-2 micrômetros. Como pode ser visto na Figura 2, a gama principal de radiação solar inclui radiação ultravioleta (UV 0,001-0,4 x 3BCm), radiação visível (luz, 0,4-0,7 x 3BCm) e radiação infravermelha (IR 0,7-100 x 3BCm). A física da transferência de calor radiativa. Antes de investigar o efeito da radiação solar na Terra, devemos ter um momento para rever as leis físicas que regem a transferência de energia através da radiação. Em particular, devemos entender os seguintes pontos: O processo de transferência de calor radiativo é independente da presença de matéria. Pode mover o calor mesmo através do espaço vazio. Todos os corpos emitem radiação eo comprimento de onda (ou frequência) e as características energéticas (ou espectro) dessa radiação são determinados unicamente pela temperatura do corpo. O fluxo de energia cai como o quadrado de distância do corpo radiante. A radiação passa por uma transformação quando encontra outros objetos (sólido, gás ou líquido). Essa transformação depende das propriedades físicas desse objeto e é através dessa transformação que a radiação pode transferir calor do corpo emissor para os outros objetos. Para ler mais sobre estes pontos vá para transferência de calor radiativa. Transferência de radiação do Sol para a Terra. Propriedades da radiação solar. O Sol está localizado no centro do nosso Sistema Solar, a uma distância de cerca de 150 x 10 6 quilômetros da Terra. Com uma temperatura de superfície de 5780 K (graus Kelvin graus C 273,15), o fluxo de energia na superfície do Sol é de aproximadamente 63 x 10 6 Wm 2 (Você sabe qual lei de transferência radiativa usamos para calcular esse número? Este fluxo radiativo maximiza a um comprimento de onda de cerca de 0,5 x 3BCm (você pode mostrar que isso é verdadeiro com base nas leis de transferência de calor radiativo) que está no centro da parte visível do espectro. Radiação solar na Terra. À medida que a energia dos Suns se espalha pelo espaço, suas características espectrais não mudam porque o espaço não contém quase nenhuma matéria interferente. No entanto, o fluxo de energia cai monotonicamente como o quadrado da distância do Sol. Assim, quando a radiação atinge o limite externo da atmosfera terrestre, várias centenas de quilômetros sobre a superfície terrestre, o fluxo radiativo é de aproximadamente 1360 Wm 2 (Você pode calcular este número a partir do fluxo na superfície do Sol e da distância até o Terra Você pode descobrir o fluxo em Plutão, que é 39 vezes mais longe do sol que a Terra). Efeito da forma das órbitas. A radiação no topo da atmosfera varia em cerca de 3,5 ao longo do ano. Como a Terra gira em torno do Sol. Isso ocorre porque a órbita da Terra não é circular, mas elíptica, com o Sol localizado em um dos focos da elipse. A Terra está mais próxima do sol em uma época do ano (um ponto chamado periélio) do que no tempo oposto (um ponto chamado afélio). A época do ano em que a Terra está no periélio se move continuamente ao redor do ano calendário com um período de 21.000 anos. Atualmente, o periélio ocorre no meio do inverno do hemisfério norte. O fluxo solar radiativo médio anual no topo da atmosfera terrestre (1360 Wm 2) é por vezes referido como a Constante Solar, porque mudou por não mais do que alguns por cento sobre a história recente da Terra (últimos cem anos) . Existem, contudo, variações importantes nesse fluxo em escalas de tempo mais longas, chamadas geológicas, às quais os ciclos de glaciação da Terra são atribuídos. Efeito da forma esférica da Terra. Se a Terra fosse um disco com sua superfície perpendicular aos raios de sol, cada ponto sobre ele receberia a mesma quantidade de radiação, um fluxo de energia igual à constante solar. No entanto, a Terra é uma esfera e, para além da parte mais próxima do sol, onde os raios de luz solar são perpendiculares ao solo, a sua superfície se inclina em relação aos raios de energia de entrada com as regiões mais afastadas alinhadas em paralelo à radiação E assim não recebendo nenhuma energia em tudo (Figura 5). A inclinação do eixo da Terra e as estações. Se o eixo da Terra fosse perpendicular ao plano de sua órbita (e a direção dos raios de luz que entram), então o fluxo de energia radiativa cairá como o cosseno de latitude à medida que nos movemos de equador para pólo. Contudo, como se vê na Figura 6, o eixo da Terra inclina-se num ângulo de 23,5 graus relativamente ao seu plano de órbita. Apontando para um ponto fixo no espaço como ele viaja em torno do sol. Uma vez por ano, no Solstício de Verão (em ou cerca de 21 de junho), o Pólo Norte aponta diretamente para o Sol e o Pólo Sul está totalmente escondido da radiação que entra. Metade de um ano a partir daquele dia, no Solstice de Inverno (em ou sobre o 21 de dezembro) o Pólo Norte aponta longe do Sol e não recebe qualquer luz solar enquanto o Pólo Sul recebe 24 horas de luz solar contínua. Durante os solstícios, a radiação de entrada é perpendicular à superfície da Terra, seja na latitude de Câncer, seja na latitude de Capricórnio, 23,5 graus ao norte ou sul do equador, dependendo se é verão ou inverno no Hemisfério Norte, respectivamente. Durante a primavera e o outono (nos dias Equinócio, 21 de março e 23 de setembro), o eixo das Terras se inclina em paralelo ao Sol e ambas as Regiões Polares recebem a mesma quantidade de luz. Naquela época, a radiação é maior no verdadeiro equador. Calculado em 24 horas, a quantidade de radiação de entrada varia com a latitude e a estação, como mostrado na Figura 7. Observe que a figura combina o efeito da mudança no ângulo de incidência com a latitude ea época do ano eo número de horas de Durante o dia. Nos pólos, durante o solstício, a terra é exposta à luz solar durante todo o dia (24 horas) ou é completamente escondida do Sol durante todo o dia. É por isso que os pólos não recebem radiação de entrada durante o seu respectivo inverno ou mais do que a radiação máxima no equador durante o seu respectivo verão. O Orçamento de Radiação da Terra Parte 2: Energia da Terra e temperatura da Terra. O albedo das Terras. A superfície da Terra reflete (isto é, devolve a radiação ao espaço em mais ou menos o mesmo espectro) parte da energia solar. Isto é o que torna a parte da Terra iluminada pelo sol visível do espaço (Figura 8) da mesma forma que a lua e os outros membros do sistema solar são visíveis para nós, apesar da sua falta de uma fonte interna de radiação visível . O aspecto mais óbvio da Figura 8 é o brilho da cobertura de nuvens da Terra. Uma parte significativa da reflexividade da Terra pode ser atribuída a nuvens (esta é apenas uma razão pela qual eles são tão importantes no clima da Terra). Nos textos climáticos, a reflectividade de um planeta é referida como o albedo (ou seja, refletividade do albedo) e é expressa como uma fração. O albedo da Terra depende da localização geográfica, das propriedades superficiais e do tempo (você pode ver na Figura 7, que tem maior albedo, a terra ou o oceano). Na média entretanto, o albedo das terras é aproximadamente 0.3. Esta fração de radiação recebida é refletida de volta ao espaço. A outra 0,7 parte da radiação solar entrante é absorvida pelo nosso planeta. Temperatura efetiva. Através da absorção da radiação solar, a Terra aquece, como um corpo negro (ver transferência de calor radiativo) e sua temperatura sobe. Se a Terra não tivesse atmosfera ou oceano, como é o caso, por exemplo, na lua, ficaria muito quente na face iluminada pelo sol do planeta e muito mais fria do que experimentamos atualmente, no lado escuro (o pouco calor O lado obscuro viria da quantidade limitada de calor armazenada no chão do dia anterior - isto é, até certo ponto, o que nós experimentamos em um clima de deserto livre de nuvens, terra bloqueado). Todos os objetos aquecidos devem emitir radiação eletromagnética. Particularmente se forem cercados por espaço vazio. Esta radiação é referida como saída. Enquanto o fluxo radiativo de entrada é maior do que o de saída, o objeto irradiado continuará a aquecer, e sua temperatura continuará a aumentar. Isto, por sua vez, resultará num aumento da radiação de saída (de acordo com a lei de Stefan-Boltzman, a radiação de saída aumenta mais rapidamente do que a temperatura). Em algum momento o objeto emitirá tanta radiação como a quantidade recebida e um equilíbrio radiativo (ou equilíbrio) será alcançado. Usando o que aprendemos sobre a transferência de calor radiativo e algum cálculo geométrico, podemos calcular a temperatura de equilíbrio de um objeto se conhecemos a quantidade de energia que entra. Eis como fazemos isso no caso de um planeta girando em torno do Sol: Primeiro vamos denotar o fluxo radiativo solar no topo da atmosfera dos planetas por S o (para a constante solar) eo albedo do planeta por a. Então vamos descobrir a quantidade total de radiação absorvida pelo planeta. Para superar a dificuldade colocada pelo fato de que os planetas são esféricos e sua superfície se inclina em relação à radiação recebida, note que a quantidade distribuída sobre a esfera é igual à quantidade que seria coletada na superfície dos planetas se fosse um disco Com o mesmo raio que a esfera), colocado perpendicular à luz solar. Se o raio dos planetas é R a área desse disco é x3C0R 2. Assim, o calor total irradiado do planeta é igual ao fluxo de energia implicado pela sua temperatura, T e (da lei de Stefan-Boltzman) vezes a superfície inteira do planeta (1 - a) Ou: calor irradiado do planeta (4x3C0R 2) x3C3T 4 No balanço radiativo temos assim: Resolvendo esta equação para a temperatura obtemos: Adicionamos um subíndice e à temperatura para enfatizar que esta seria a temperatura na superfície do planeta Se não tinha atmosfera. É referido como a temperatura eficaz do planeta. De acordo com este cálculo, a temperatura efectiva da Terra é de cerca de 255 K (ou -18 degC). Com esta temperatura a radiação da Terra será centrada em um comprimento de onda de cerca de 11 x3BCm, bem dentro da faixa de radiação infravermelha (IR). Devido às propriedades espectrais da radiação solar e terrestre tendemos a referir-se a elas como radiação de onda curta e onda longa, respectivamente. O efeito estufa. A temperatura efetiva da Terra é muito menor do que a que experimentamos. Calculada em todas as estações e em toda a Terra, a temperatura superficial do planeta é de 288 K (ou 15 ° C). Esta diferença está no efeito dos componentes de absorção de calor da nossa atmosfera. Este efeito é conhecido como o efeito estufa. Referindo-se à prática agrícola de aquecer parcelas de jardim, cobrindo-os com um invólucro de vidro (ou plástico). Veja como funciona o efeito estufa: A atmosfera terrestre contém muitos componentes de rastreamento (ou menores) (veja a Figura 9 para a composição da atmosfera). Enquanto os principais componentes atmosféricos (Nitrogênio e Oxigênio) absorvem pouca ou nenhuma radiação, alguns dos componentes menores são absorvedores efetivos (Figura 10). Particularmente eficaz é o vapor de água. Que absorvem eficazmente na gama de comprimentos de onda de IV (Figura 10). Uma vez que a atmosfera é quase transparente à luz solar, tudo o que é absorvido na superfície resulta no aquecimento e na emissão de radiação IR, esta radiação não pode escapar livremente para o espaço devido à absorção na atmosfera por gases traços como vapor de água e dióxido de carbono 2). Estes gases absorventes e seu ar circundante aquecem, emitindo radiação para baixo, para a superfície da Terra, bem como para cima, em direção ao espaço. Isso efetivamente aprisiona parte da radiação IR entre o solo e os 10 km inferiores da atmosfera. Esta redução na eficiência da Terra para perder calor faz com que a temperatura da superfície aumente acima da temperatura efetiva calculada acima (T e) até que, finalmente, bastante calor é capaz de escapar ao espaço para equilibrar a radiação solar entrante. O efeito é análogo ao de um cobertor que prende o calor do corpo impedindo-o de escapar para a sala e, portanto, mantém-nos quente em noites frias. Tudo o que os gases de absorção de IV fazem é tornar mais difícil para o calor para escapar, eles não (e cant) parar a saída de calor, porque metade da sua emissão é dirigida para cima em direção ao espaço. O efeito estufa obrigou o planeta a elevar a temperatura da superfície até que a quantidade de calor irradiado do topo da camada absorvente seja igual à radiação solar no topo da atmosfera. É na parte superior da camada absorvente que a temperatura efetiva é atingida, enquanto que para baixo na superfície da Terra é muito mais quente. Texto de Yochanan Kushnir, 2000. Há três livros que eu sempre me refiro a uma perspectiva de análise de séries de tempo e R: O primeiro livro de Shumway e Stoffer tem uma versão em aberto (abreviada) disponível on-line chamada versão EZgreen. Se você está especificamente olhando para a previsão de séries temporais, eu recomendaria seguintes livros: Métodos de Previsão e Aplicações por Makridakis, Wheelwright e Hyndman. Eu continuo a referir-se a este livro repetidamente, Este é um clássico, estilo de escrita é absolutamente fenomenal. Um sucessor em linha ao livro acima com exemplos agradáveis ​​de R é previsão princípios e prática por Hyndman e Athanasopoulos. Se você estiver olhando clássico Box Jenkins modelagem abordagem, eu recomendaria Time Series Analysis: Previsão e Controle por Box, Jenkins e Reinsel. Um tratamento excepcional na modelagem e previsão de funções de transferência está em Previsão com Modelos de Regressão Dinâmica por Pankratz. Novamente o estilo de escrita é absolutamente grande. Outra extremamente útil se você em aplicação de previsão para resolver problemas do mundo real é Princípios de Previsão por Armstrong. Na minha opinião, os livros 1, 4 e 5 são alguns dos melhores dos melhores livros. Muitos gostam de princípios de previsão e prática por Hyndman e Athanasopoulos porque seu código aberto e tem códigos de R. Não há maneira mais próxima da amplitude, da profundidade da cobertura dos métodos de previsão e do estilo de escrita do predecessor Makridakis et al. Abaixo estão algumas características contrastantes sobre por que eu gosto do Makridakis et al: Lista de referências: por exemplo, na caixa de Jenkins capítulo Makridakis et al tem 31 referências, Hyndman et al há muito pouca ou nenhuma referência em muitos capítulos. Amplitude e Profundidade na cobertura - Hyndman et al. Principalmente foco em métodos Univariados especialmente desenvolvido pelo primeiro autor, enquanto Makridakis et. Al foco não apenas em sua própria pesquisa, mas uma grande variedade de métodos e aplicação e também ênfase está na aplicação do mundo real e de aprendizagem em oposição a ser mais academicamente focado. Estilo de escrita - eu realmente não posso reclamar como ambos os livros são excepcionalmente bem escrito. No entanto, eu pessoalmente me inclino para Makridakis porque ele resume conceitos complexos em seções leitor amigável. Há uma seção sobre regressão dinâmica ou funções de transferência, eu não tenho onde encontrou explicação tão clara sobre este método complexo. É preciso talento de escrita extraordinária para ajudar o leitor a entender o que a regressão dinâmica está em 15 páginas e eles conseguem isso. Makridakis et al é softwaremethod agnóstico e eles lista alguns pacotes de software útil e compará-los e contrastá-los (embora este é quase 20 anos de idade) ainda é um muito valioso para um praticante. Três capítulos dedicados sobre como aplicar a previsão no mundo real em Makridakis et al. Que é grande mais para ter para um praticante. A previsão simplesmente não está executando métodos univariados como arima e suavização exponencial e produzindo resultados. É muito mais do que isso, e especialmente previsão estratégica quando você está olhando em horizonte mais longo. Princípios de previsão por Armstrong vai além dos métodos de extrapolação univariada e é altamente recomendado para quem faz previsão do mundo real, especialmente a previsão estratégica. Se você achar Hamilton muito difícil, então há Introdução à Modelação Econométrica Princeton Uni Press por Bent Nielsen e David Hendry. Concentra-se mais na intuição e nos procedimentos práticos do que a teoria mais profunda. Então, se você está em uma restrição de tempo, então isso seria uma boa abordagem. Eu ainda recomendaria perseverar com Time Series Analysis by Hamilton. É muito profundo matematicamente e os quatro primeiros capítulos irão mantê-lo ir por um longo tempo e servir como uma introdução muito forte para o tópico. Ele também cobre Granger não-causalidade e cointegration e se você decidir prosseguir este tópico mais profundamente, então é em recurso inestimável. Para um tratamento mais intuitivo da cointegração, eu também recomendaria Cointegração, Causalidade e Previsão por Engle e White. Finalmente, para tratamentos muito avançados, há Soren Johansens livro Inferência baseada em verossimilhança em Cointegrated VARs e, claro, David Hendrys Dynamic Econometrics. Entre esses dois, eu acho que Hendrys é mais orientado para grandes figuras e Johansen é muito duro na matemática. Respondido Mar 7 15 at 13:25 Hirek, você notou a primeira frase da pergunta, onde o cartaz explica que eles já estão usando Hamilton e não entendê-lo. E quero algo mais ndash Glenb 9830 Mar 14 15 at 14:35 Ha totalmente esquecido que desculpe Glenb ndash Hirek 14 de março 15 em 16:44 Na minha opinião, você realmente não pode bater Previsão: princípios e prática. Seu escrito por CVs próprio Rob Hyndman e George Athanasopoulos, está disponível gratuitamente online, e tem toneladas de código de exemplo em R, fazendo uso do excelente pacote de previsão. Se você usar Stata, Introdução à série de tempo usando Stata por Sean Becketti é uma introdução sólida suave, com muitos exemplos e uma ênfase na intuição sobre a teoria. Acho que este livro complementaria Ender bastante bem. O livro abre com uma introdução à linguagem Stata, seguida por uma rápida revisão da regressão e testes de hipóteses. A parte da série temporal começa com a média móvel e as técnicas HoltWinters para suavizar e prever os dados. A próxima seção focaliza o uso destes para a previsão de técnicas. Estes métodos são frequentemente negligenciados, mas funcionam bastante bem para a previsão automatizada e são fáceis de explicar. Becketti explica quando eles vão trabalhar e quando eles não. Os próximos capítulos abordam modelos de séries temporais de uma única equação, como perturbações autocorrelacionadas, ARIMA e modelagem ARCHGARCH. No final, Becketti discute modelos de equações múltiplas, particularmente VARs e VECs, e séries temporais não-estacionárias. Dimitriy V. Masterov Theres o NBER Summer Institute O que é novo na série de tempo Econometria (não tenho certeza se este material é fechado ou não). Existem vídeos com slides acompanhantes. As palestras são dadas por um par de professores (Stock e Watson), que são conhecidos por seu livro de graduação popular econometria. Nós estamos procurando respostas longas que fornecem alguma explicação e contexto. Não dê apenas uma resposta de uma linha para explicar por que sua resposta é correta, idealmente com citações. As respostas que não incluam explicações podem ser removidas. HILL GRIFFITHS LIM 2017 Princípios de Econometria 4E Wiley Vantagens: (1) Muito fácil de seguir. Os tópicos estão bem apresentados. Mesmo que eu não fiz nenhum curso econométrico em minha vida, eu facilmente compreendeu econometria introdutória com o livro. (2) Há livros suplementares para entender HILLs livro: a. Usando EViews para Princípios de Econometria b. Usando o Excel para Princípios de Econometria c. Utilizando Gretl para Princípios de Econometria d. Usando o Stata para Princípios de Econometria Desvantagens: (1) Não há Uso de R para Princípios de Econometria R é padrão da indústria. R é melhor que Python. As matemáticas em mente podem ser melhor refletidas no código via R (estou dizendo isso como uma pessoa que escreveu módulos VBA no Excel, escreveu códigos Gretl, escreveu códigos Eviews). Eu econometria auto-iniciado com GREENE 2017 Econometric Analysis - W. H. GREENE 7E PearsonPrentice Hall Este também é bom, mas mais teórico pode ser difícil para os iniciantes. Em resumo, eu recomendo fortemente agarrar Econometrics com o livro de Hills, e aplicar essa compreensão através de outro livro de Econometry que é baseado em R.