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。
平均下来，每个人需要计算两百份以上的观测记录。
一份记录的计算对比大概一分钟，毕竟只有两个坐标去套公式，因此总共需要四个小时上下。
徐云和老汤也没闲着，主动负担起了一部分计算任务。
“4.6692568......6283.07585.....”
“462.61.......12.5661517.......”
“2.0371.......529.691.......”
“2.92.......0.067.....”
很快，不同规格的坐标系参量被逐一报出。
有些来自布莱德雷家族统计、尘封多年的数据第一次出现在了世人面前。
其中不少数据在精度方面，甚至超过了格林威治天文台的同类文献。
例如丹尼尔·布莱德雷的爸爸康顿·布莱德雷，他在二十年前便记录了鸟神星的轨迹。
虽然只是记录轨迹而非准确发现，但性质上已经非常吓人了——因为按照历史发展，这玩意要在2005年才会被发现。
2005和1830。
从观测设备的精度角度来说，基本上是两个纪元了