计算到了这一步，接下来的事情就很简单了，只剩下了计算。

整个公式为l=(l0+l1*t+l2*t^2+l3*t^3+l4*t^4...l8*t^8....)/10^8。

l`=l-1°.397*t-0.00031*t^2。

δl的修正值=-0.09033+0.03916*(cos(l`)+sin(l`))*tan(b)。

δb的修正值=+0.03916*(cos(l`)-sin(l`))。

刷刷刷——

数百人围聚的现场此时寂静无声，所有人的目光都投注在了43位数学工具人的身上。

徐云则趁此机会走到小棚的另一侧。

他先是看了眼正在计算各自任务的小麦，又对小麦身边一位协助计算的黄肤年轻人道：

“浩所兄，感觉如何？”

“哦，是罗峰兄啊。”

田浩所原本正皱着眉头在思考如何落笔，闻言连忙抬起头，苦笑着摇了摇头：

“有些困难，但勉强能够跟上思路，不得不说人外有人，天外有天呐......”

田浩所的表情有些感慨，这还是他第一次接触到这么高规格的计算活动。

徐云笑着拍了拍他的肩膀，安慰道：

“没事儿，咱们主要还是为了拓宽眼界，并不一定要追求成果。”

“我一路看过来，你的表现已经比很多大二的学长都好了。”

田浩所是徐云在昨天邀请加入的算力成员之一，毕竟这位东方人也是数学系的学生嘛。

不过徐云并没有给他下达具体的任务，主要还是希望能让他多提高提高眼界和思维格局。

反正这种做法没啥成本，更不可能坏事，保不齐今后还能收获甚么惊喜呢？

接着徐云与田浩所分别，又来到了场地中央的老汤身边，低声对他问道：

“汤姆逊先生，今晚的能见度如何？”

老汤朝周围看了几眼，同样低声说道：

“上帝保佑，能见度很高，赫维留星图几乎全数可见。”

徐云这才轻舒一口气，点了点头。

黑白相片发明于1839年，在那之前，所有对行星的观测记录都是靠着文字或者星图。

比如华夏《史记·天官书》中的北斗七星定位法，也就是星桥法：

杓携龙角，衡殷南斗，魁枕参首。

这是什么意思呢？

它是将七星中右起四颗的星星构成了勺口，称作“魁”。

中间三颗连线比较平直的星星，构成勺子较长的直柄，也就是“衡”。

最左边两颗的连线角度偏折，构成了勺柄手握的部分，也就是司马迁所说的“杓”。

“杓携龙角”，意思是两颗星（杓）的连线出来，直指一颗很亮的恒星。

古人认为它是天上东方青龙的龙角，也就是后世的大角星。

“衡殷南斗”说的是“衡”所代表的长柄部分的连线，直指二十八宿中的南斗星宿。

最后的“魁枕参首”则是说，代表勺口的“魁”，正对着二十八宿中的觜宿。

汉代把觜宿和参宿加在一起，看成一只老虎。

觜宿代表虎头，所以“参首”就是“觜宿”了。

另外苏轼《赤壁赋》里“月出于东山之上，徘徊于斗牛之间”，也是一种诗词中的定位法。

而除了文字之外，剩下的便是星图了。

华夏古代最著名的星图首推苏州石刻天文图，这是宋宁宗赵扩在当太子时候，教他天文的老师黄裳绘制的。

这幅星图以北极为中心，三个同心圈分别代表恒显圈、赤道圈和恒隐圈。

顾名思义。

恒显圈内的星星四时不落；而恒隐圈外则是古人活跃范围看不到的。

这幅星图后来被刻在一块高2.16米，宽1.06米的石碑上，目前保存在常熟。

另外还有敦煌星图，以及老苏所绘制的苏颂星图等等——老苏绘制的还是所有古代文明中刻录天体最多的一张星图。

至于欧洲比较有名的就是赫维留星图了，造型极为生动，具有极高的艺术价值。（感兴趣的可以去搜一搜，确实很漂亮。）

这年头用以判定能见度的也是赫维留星图，属于一种默认的方法。

观测到的赫维留星图天体数量越多，就说明观测环境越好。

实话实说。

能在1850年的伦敦附近遇到这么个不错的夜晚，确实不是一件容易事儿。

而就在徐云与汤姆逊聊天之际。

小棚中的黎曼与周围人低语了几句，旋即便欣喜的抬起了头：

“八次方根开出来了，偏差的参量是0.001273499338486！”

0.001273499338486。

与此前的0.4857342657342658相比，精确了整整上百倍！

毕竟一个是三次方，一个是八次方，难度和精度是等同的。

不过话说回来。

这个数值也差不多是人力速算的上限了。

1937年牛津大学组织的17人制速算大赛计算出的结果，也就比这个数字再低了8%左右。

这个参量代表着天王星的校正系数，也就是冥王星对它的引力效果。

有了这个系数，接下来的环节也就很明确了。

此前提及过，冥王星对于天王星的引力效果在宏观上的反馈只有两个。

一是天王星的轨道。

二是天王星的黄道夹角。

之前已经计算出了黄经l，那么数算团队的任务只剩下了一个：

对比轨道偏移的差值。

这是什么意思呢？

假设一个磁铁a在水平面上运动，在没有其他外力的情况下，它的运动轨迹是直线的。

如果在它运动的过程中加上另一块较弱的异极磁铁b——例如放在a左侧的十米处，那么a的运动轨迹就会在保持原有运动方向的情况下，出现少许偏移。

天王星就是磁铁a，冥王星就是磁铁b。

磁铁a偏移后的运动轨迹就是被肉眼观测、记录下来的天王星轨迹。

扣除掉黎曼等人计算出来的修正系数，得到的则是它的理论原轨迹——也就是没有被冥王星吸引下的运动轨迹，即那条“直线”。

如此一来。

这两个轨迹之间会存在一个坐标差。

就好比一个去旅游的人，今天本来应该到魔都，结果却跑到了津门。

且不论中间发生了什么事情，至少经纬度上的地理差值是可以确定的。

接着再去对比那些观测记录，找出大量不同时间、不同位置的坐标差，就能用多元方程去计算冥王星的位置——因为根据提丢斯-波得定则，冥王星的距离是可以大致确定的。

换而言之。

所谓的‘对比轨道偏移的差值’，说白了就是......

对比观测记录！

准确来说。

是对比数万张的观测记录。

当然了。

由于近日点和远日点的存在，以及一些早期图像的参考意义要大于实际意义，因此真正需要鉴别的数据倒没这么夸张。

大致统计的话，一共约摸四千份左右。

随后，现场的数算成员开始两两组成一对。

一人汇报坐标，另一人开始计算偏差。

其中汇报坐标的工具人能力稍微低一些，以数学系的那些学生为主。

提供算力的则是黎曼、雅可比、魏尔施特拉斯这些大佬。