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0001273499338486。
与此前的04857342657342658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。
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