Esta página contém notas e materiais para um curso eletivo avançado sobre previsão estatística que é ministrado na Fuqua School of Business, Universidade de Duke. Abrange modelos de regressão linear e modelos de previsão de séries temporais, bem como princípios gerais de análise de dados ponderados. O material da série temporal é ilustrado com a produção produzida pela Statgraphics. Um pacote de software estatístico altamente interativo e com boas características para testar e comparar modelos, incluindo um procedimento de previsão de modelos paralelos que eu projetei há muitos anos. O material sobre análise de dados multivariada e regressão linear é ilustrado com a produção produzida por RegressIt. Um complemento gratuito do Excel desenvolvido mais recentemente, que oferece gráficos de qualidade de apresentação e suporte para boas práticas de modelagem. No entanto, essas notas são independente da plataforma. Qualquer pacote de software estatístico deve fornecer as capacidades analíticas necessárias para os vários tópicos abordados aqui. 1. Conheça os seus dados 2. Introdução à previsão: os modelos mais simplesLeitura 13: A Teoria Nebular da origem do Sistema Solar Qualquer modelo de formação do Sistema Solar deve explicar os seguintes fatos: 1. Todas as órbitas dos planetas são progradas (Isto é, se vistos acima do pólo norte do Sol, todos eles giram em sentido anti-horário). 2. Todos os planetas (exceto Plutão) têm planos orbitais que estão inclinados em menos de 6 graus um com relação ao outro (isto é, todos no mesmo plano). 3. Os planetas terrestres são densos, rochosos e pequenos, enquanto os planetas jovianos são gasosos e grandes. I. Contração da nuvem interestelar O sistema solar formou cerca de 4,6 bilhões de anos atrás, quando a gravidade reuniu nuvens de baixa densidade de gás interestelar e poeira (chamado de nebulosa) (filme). Inicialmente, a nuvem era de vários anos-luz. Uma pequena sobredensidade na nuvem fez com que a contração começasse e a sobredensidade crescesse, produzindo assim uma contração mais rápida - fugir ou processo de colapso Inicialmente, a maioria dos movimentos das partículas da nuvem era aleatória, contudo a nebulosa tinha uma rotação líquida. À medida que o colapso prosseguia, a velocidade de rotação da nuvem estava aumentando gradualmente devido à conservação do momento angular. O colapso gravitacional foi muito mais eficiente ao longo do eixo de rotação, de modo que a bola rotativa desmoronou em disco fino com um diâmetro de 200 UA (duas vezes a órbita de Plutos), também conhecida como nebulosa solar. Com a maioria da massa concentrada perto do centro. Quando a nuvem se contraiu, sua energia potencial gravitacional foi convertida em energia cinética das partículas de gás individuais. As colisões entre partículas converteram essa energia em calor (movimentos aleatórios). A nebulosa solar tornou-se mais quente perto do centro, onde grande parte da massa foi coletada para formar o protosun (a nuvem de gás que se tornou Sun). Em algum momento a temperatura central subiu para 10 milhões de K. As colisões entre os átomos eram tão violentas que as reações nucleares começaram, altura em que o Sol nasceu como uma estrela, contendo 99,8 da massa total. O que impediu o colapso adicional À medida que a temperatura ea densidade aumentavam em direção ao centro, a pressão também fazia com que uma força líquida apontasse para fora. O Sol alcançou um equilíbrio entre a força gravitacional ea pressão interna, também conhecido como equilíbrio hidrostático. Depois de 50 milhões de anos. Ao redor do Sol, um disco fino dá origem aos planetas, luas, asteróides e cometas. Nos últimos anos, reunimos evidências em apoio a esta teoria. Close-up II. A estrutura do disco O disco continha apenas 0,2 da massa da nebulosa solar com partículas movendo-se em órbitas circulares. A rotação do disco impediu o colapso adicional do disco. Composição uniforme: 75 da massa na forma de hidrogênio, 25 como o hélio, e todos os outros elementos que compreendem somente 2 do total. O material atingiu vários milhares de graus perto do centro devido à liberação de energia gravitacional - foi vaporizado. Mais adiante o material era principalmente gasoso porque H e Ele permanecem gasosos, mesmo a muito baixo T. O disco estava tão espalhado que a gravidade não era forte o suficiente para puxar material e formar planetas. Quando o disco irradiava seu calor interno na forma de radiação infravermelha (lei de Wiens), a temperatura caiu e as moléculas mais pesadas começaram a formar minúsculas gotículas sólidas ou líquidas. Um processo chamado condensação. Existe uma clara relação entre a temperatura ea massa das partículas que se tornam sólidas (Why). Perto do Sol, onde o T era maior, apenas os compostos mais pesados se condensavam formando grãos sólidos pesados. Incluindo compostos de alumínio, titânio, ferro, níquel e, a temperaturas um pouco mais frias, os silicatos. Nos arredores do disco, o T era suficientemente baixo para que as moléculas ricas em hidrogênio se condensassem em gelos mais leves. Incluindo gelo de água, metano congelado e amônia congelada. Os ingredientes do sistema solar caiu em quatro categorias: Metais: ferro, níquel, alumínio. Eles condensam em T 1600 K e compreendem apenas 0,2 do disco. Rochas: minerais à base de silício que se condensam a T500-1.300 K (0,4 da nebulosa). Ices: compostos de hidrogênio como o metano (CH 4), amônia (NH 3), água (H 2 O) que se condensam em T 150 K e compõem 1,4 da massa. Gases leves: hidrogênio e hélio que nunca se condensam no disco (98 do disco). As grandes diferenças de temperatura entre as regiões internas quentes e as regiões externas frias do disco determinaram quais dos condensados estavam disponíveis para a formação de planetas em cada localização a partir do centro. A nebulosa interna era rica em grãos sólidos pesados e deficientes em gelo e gases. Os arredores são ricos em gelo, H, e Ele. Os meteoritos fornecem evidências para essa teoria. III. Formação dos planetas As primeiras partículas sólidas foram de tamanho microscópico. Eles orbitavam o Sol em órbitas quase circulares, próximas umas das outras, como o gás do qual se condensavam. Suavemente colisões permitiu que os flocos para ficar juntos e fazer partículas maiores, que, por sua vez, atraiu mais partículas sólidas. Este processo é chamado acreção. Os objetos formados pela acreção são chamados planetesimais (pequenos planetas): eles atuam como sementes para a formação do planeta. No início, planetesimals foram embalados pròxima. Eles coalesceram em objetos maiores, formando grumos de até alguns quilômetros de diâmetro em alguns milhões de anos, um pequeno tempo em relação à idade do sistema solar (filme). Uma vez que planetesimals tinha crescido a esses tamanhos, colisões tornaram-se destrutivo, tornando mais difícil o crescimento (filme). Apenas os maiores planetesimais sobreviveram a este processo de fragmentação e continuaram a crescer lentamente em protoplanetas por acreção de planetesimais de composição semelhante. Depois de protoplanet formado, a acumulação de calor de decaimento radioativo de elementos de curta duração fundido planeta, permitindo que os materiais para diferenciar (para separar de acordo com sua densidade). Formação interna de planetas terrestres: No sistema solar interior mais quente, planetesimais formados a partir de rocha e metal, materiais cozidos há bilhões de anos atrás em núcleos de estrelas maciças. Esses elementos constituíam apenas 0,6 do material na nebulosa solar (e as colisões mais rápidas entre as partículas próximas ao Sol eram mais destrutivas em média), então os planetas não podiam crescer muito grandes e não poderiam exercer grande atração no gás de hidrogênio e hélio . Mesmo que os planetas terrestres tivessem hidrogênio e hélio, a proximidade com a Sun aqueceria os gases e os faria escapar. Assim, os planetas terrestres (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) são pequenos mundos densos compostos principalmente de 2 elementos mais pesados contidos na nebulosa solar. Na nebulosa solar externa, planetesimals formados de flocos de gelo, além de rocky e flocos de metal. Como os gelos eram mais abundantes, os planetesimais podiam crescer até tamanhos muito maiores, tornando-se os núcleos dos quatro planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno). Os núcleos eram suficientemente grandes (pelo menos 15 vezes massa terrestre) que eles eram capazes de capturar gás hidrogênio e hélio do ambiente (captação nebular) e formar uma atmosfera espessa. Eles se tornaram os grandes, gasosos, de baixa densidade mundos ricos em hidrogênio e hélio, com densos núcleos sólidos. Cometas da correia de Kuiper. Uma previsão da teoria da formação do sistema solar que foi confirmada em 1990. Plutão não se encaixa a categoria de planeta terrestre ou joviano - é pequeno, como planetas terrestres, mas fica longe do Sol e tem baixa densidade apenas Como planetas jovianos. Na verdade, alguns astrônomos acreditam que Plutão pertence à família dos cometas (provavelmente o maior membro). Cinturão de asteróides - localizado entre Marte e Júpiter - é feito de milhares de planetesimals rochosos de 1.000 km a poucos metros de diâmetro. Estes são pensados para ser detritos da formação do sistema solar que não poderia formar um planeta devido à gravidade de Jupiters. Quando os asteróides colidem, eles produzem pequenos fragmentos que ocasionalmente caem na Terra. Essas rochas são chamadas de meteoritos e fornecem informações valiosas sobre a nebulosa solar primordial. A maioria destes fragmentos tem o tamanho de grãos de areia. Eles queimam-se na atmosfera da Terra, fazendo-os brilhar como meteoros (ou estrelas cadentes). IV. Formação de sistemas lunares Como os primeiros planetas jovianos capturaram grandes quantidades de gás, o mesmo processo que formou a nebulosa solar - contração, fiação, achatamento e aquecimento - formou discos semelhantes mas menores de material ao redor desses planetas. Condensação e acréscimo ocorreram dentro das nebulosas jovianas. Criando um sistema solar em miniatura ao redor de cada planeta joviano (Júpiter tem mais de uma dúzia de luas). Hipótese do planeta duplo: o planeta e sua lua montados independentemente ao mesmo tempo das mesmas rochas e poeira. Lua de Marte: Fobos e Deimos Impacto gigante de grande corpo com Terra jovem explica a composição de Lua (filme). Acredita-se que o Sol, planetas, luas, cometas, asteróides se formem dentro de 50 a 100 milhões de anos. Uma vez que a queima nuclear começou no Sol, transformou-se um objeto luminoso e uma nebulosa cancelada como a pressão de sua luz eo vento solar empurraram o material fora do sistema solar. Os planetas ajudaram a limpar absorvendo alguns planetesimais e ejetando outros. Alguns dos planetesimais colidiram com os planetas, causando crateras ou efeitos importantes. A inclinação do eixo Uranus pode ter sido causada por um grande impacto. A Terra foi provavelmente atingida por um objeto de tamanho Marte, ejetando detritos que se coalesceram para formar a Lua. A grande maioria dos impactos ocorreu nas primeiras centenas de milhões de anos. Encontros gravitacionais com os planetas ejetaram outros planetesimais para partes remotas do Sistema Solar. Uma vez que o sistema solar estava na maior parte desobstruído dos restos, o edifício do planeta terminou. Hoje, todas as superfícies sólidas marcadas por crateras de impactos de meteoritos (filme). As cicatrizes podem ser vistas na Lua, mas a erosão e os processos geológicos na Terra têm apagado as crateras. Vênus, Terra e Marte adquiriram suas atmosferas em estágios posteriores na formação do Sistema Solar: O bombardeio inicial trouxe alguns dos materiais dos quais as atmosferas e os oceanos se formaram nos planetas terrestres. Esses compostos chegaram aos planetas internos após sua formação inicial, provavelmente provocados por impactos de planetesimais formados nos arredores do sistema solar (P: Qual foi o papel de Júpiter em trazer água para a Terra). Outgassing (do gás soprado fora dos vulcões) é uma outra fonte provável para a formação das atmosferas. Na Terra, o oxigênio, essencial para os animais, foi produzido pelas plantas quebrando o CO 2. Os anéis em torno de planetas gigantes, como Saturno, são provavelmente resultado de planetesimals dispersos sendo rasgados distante pela gravidade quando se arriscaram demasiado próximo ao planeta (filme). Funções do sangue: 1 - Transporte: oxigênio e dióxido de carbono nutrientes desperdícios (desperdícios metabólicos, 3 - Protecção - O mecanismo de coagulação protege contra a perda de sangue Os leucócitos proporcionam imunidade contra muitos agentes causadores de doenças Componentes do sangue Componentes do sangue - adulto médio tem cerca de 5 ou 5 litros: Glóbulos vermelhos (ou eritrócitos) Glóbulos brancos (ou leucócitos) Plaquetas (ou trombócitos) 2 - Solutos dissolvidos em água plasmática Glóbulos vermelhos, plaquetas e glóbulos brancos Glóbulos vermelhos (ou eritrócitos) : 1 - discos bicôncavos 2 - falta de um núcleo não pode se reproduzir (duração média de vida de 120 dias) 3 - transporte de hemoglobina (cada RBC tem cerca de 280 milhões de moléculas de hemoglobina) 4 - Concentração típica N é 4-6 milhões por mm cúbico (ou hematócrito embalado volume celular de cerca de 42 para fêmeas amp 45 para machos) 5 - contém anidrase carbônica (crítico para o transporte de dióxido de carbono) o corpo deve produzir cerca de 2,5 milhões de novos RBC cada segundo em Adultos, a eritropoiese ocorre principalmente na medula do esterno, costelas, processos vertebrais e ossos do crânio começa com uma célula chamada hemocytoblast ou taxa de células estaminais (abaixo) é regulada por níveis de oxigênio: hipoxia (níveis inferiores aos níveis normais de oxigênio) é detectada Por células nos rins células renais liberar a hormona eritropoietina no sangue eritropoietina estimula a eritropoiese pela medula óssea training. seer. cancer. gov Três principais classificações de células sanguíneas derivam de células estaminais hematopoiéticas (HSCs) (Katsura 2002). Células mielóides. Isto inclui macrófagos (monócitos) e glóbulos brancos granulares (ou granulócitos neutrófilos, basófilos e eosinófilos). Os macrófagos têm um papel na imunidade adaptativa, cooperando com células T e B através da apresentação de antigénios e da produção de citocinas. Eritróide-megacariócitos. Erythrocytes (glóbulos vermelhos) transportar oxigênio através de vasos sanguíneos, enquanto que as plaquetas derivadas de megacariócitos trabalho para evitar a perda de sangue. Células linfóides. Isto inclui células T e células B. Acredita-se que as células assassinas naturais (NK) sejam o protótipo das células T. T�mico, bem como pre-t�ico, progenitores de c�ulas T s� capazes de gerar c�ulas dendr�icas. As células B secretam anticorpos. Composto por globina (composta por 4 cadeias polipeptídicas altamente dobradas) 4 grupos heme (com ferro) cada molécula pode transportar 4 moléculas de oxigênio chamadas oxihemoglobina quando transportando oxigênio amp reduzida hemoglobina quando não transportar oxigênio também pode combinar com dióxido de carbono amplificador ajuda transporte Dióxido de carbono dos tecidos para os pulmões A ligação e libertação de oxigénio ilustra as diferenças estruturais entre a oxihemoglobina e a hemoglobina reduzida (ou desoxi). Apenas um dos quatro grupos heme é mostrado (Fonte: wikipedia). Hemoglobina e transporte de oxigénio Os glóbulos brancos (ou leucócitos ou leucócitos): têm núcleos amp não contêm hemoglobina concentração típica é 5.000-9.000 por milímetro cúbico tipos de glóbulos brancos: glóbulos brancos granulares incluem: neutrófilos (50-70 de glóbulos brancos) eosinófilos 1 - 4) basófilos (menos de 1) glóbulos brancos agranulares (ou não granulares) incluem: linfócitos (25 - 40) monócitos (2 - 8) glóbulos brancos granulares contém numerosos grânulos no citoplasma, . Os glóbulos brancos Agranular têm poucos ou nenhum grânulos no amp do cytoplasm têm um núcleo esférico grande. Os glóbulos brancos granulares são produzidos na medula óssea, enquanto os glóbulos brancos agranular são produzidos no tecido linfático. por exemplo. Nódulos linfáticos (dilatações especializadas do tecido linfático que são suportadas por uma malha de tecido conjuntivo chamada fibras de reticulina e são povoadas por densos agregados de linfócitos e macrófagos). As funções primárias dos vários glóbulos brancos são: Neutrófilos - fagocitose (bactérias e detritos celulares) muito importante na inflamação Eosinófilos - ajudam a iniciar e sustentar a inflamação e podem activar as células T (directamente servindo como células apresentadoras de antigénio e indirectamente por secreção Uma variedade de citocinas). Os eosinófilos também podem matar bactérias liberando rapidamente DNA mitocondrial e proteínas (descrito abaixo). Os eosinófilos respondem a diversos estímulos, incluindo lesões teciduais, infecções, aloenxertos, alérgenos e tumores. Eosinófilos também podem liberar uma variedade de citocinas, quimiocinas, mediadores lipídicos e neuromoduladores. Os eosinófilos comunicam-se directamente com células T e mastócitos. Os eosinófilos activam as células T servindo como células apresentadoras de antigénio. Os basófilos - juntamente com os mastócitos, desempenham um papel na inflamação e respostas alérgicas A libertação de histamina (que contribui para os sintomas das alergias) pelos mastócitos requer a produção de anticorpos (IgE) pelas células B e esse processo é regulado, em parte , Por citocinas produzidas por basófilos (Bischoff 2007). Uma vez distribuídos através da corrente sanguínea, os monócitos entram em outros tecidos do corpo, tais como o fígado (células de Kupffer) , Pulmões (macrófagos alveolares), pele (células de Langerhans) e sistema nervoso central (microglia) (Gordon 2003). Linfócitos - resposta imune (incluindo a produção de anticorpos) Eosinófilos (em verde com núcleo vermelho) catapultar seu DNA mitocondrial para fora da célula, formando armadilhas emaranhadas (vermelho) que prendem bactérias estranhas. Embora os eosinófilos sejam considerados úteis em mecanismos de defesa contra parasitas, a sua função exacta na imunidade inata continua a ser pouco clara. (Foto: Hans-Uwe Simon, Instituto de Farmacologia, Universidade de Berna, Suíça) Yousefi et ai. (2008) descobriram que os eosinófilos no trato gastrointestinal liberam o DNA mitocondrial de forma rápida, semelhante à catapulta, em menos de um segundo. O DNA mitocondrial e as proteínas liberadas pelos eosinófilos se ligam e matam as bactérias. Este é um mecanismo anteriormente não descrito de respostas imunes inatas mediadas por eosinófilos que podem ser cruciais para manter a função de barreira intestinal após lesão das células epiteliais associadas à inflamação, impedindo o hospedeiro de invasão descontrolada de bactérias. Algumas características importantes dos glóbulos brancos (particularmente os neutrófilos): 4 - apresentam quimiotaxia (atraídos por certos produtos químicos, como os liberados pelas células danificadas)
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