0001273499338486。
與此前的04857342657342658相比，精確了整整上百倍！
畢竟一個是三次方，一個是八次方，難度和精度是等同的。
不過話說回來。
這個數值也差不多是人力速算的上限了。
1937年牛津大學組織的17人制速算大賽計算出的結果，也就比這個數字再低了8左右。
這個參量代表著天王星的校正係數，也就是冥王星對它的引力效果。
有了這個係數，接下來的環節也就很明確了。
此前提及過，冥王星對於天王星的引力效果在宏觀上的反饋只有兩個。
一是天王星的軌道。
二是天王星的黃道夾角。
之前已經計算出了黃經，那麼數算團隊的任務只剩下了一個：
對比軌道偏移的差值。
這是什麼意思呢？
假設一個磁鐵在水平面上運動，在沒有其他外力的情況下，它的運動軌跡是直線的。
如果在它運動的過程中加上另一塊較弱的異極磁鐵例如放在左側的十米處，那麼的運動軌跡就會在保持原有運動方向的情況下，出現少許偏移。
天王星就是磁鐵，冥王星就是磁鐵。
磁鐵偏移後的運動軌跡就是被肉眼觀測、記錄下來的天王星軌跡。
扣除掉黎曼等人計算出來的修正係數，得到的則是它的理論原軌跡也就是沒有被冥王星吸引下的運動軌跡，即那條“直線”。
如此一來。
這兩個軌跡之間會存在一個座標差。
就好比一個去旅遊的人，今天本來應該到魔都，結果卻跑到了津門。
且不論中間發生了什麼事情，至少經緯度上的地理差值是可以確定的。
接著再去對比那些觀測記錄，找出大量不同時間、不同位置的座標差，就能用多元方程去計算冥王星的位置因為根據提丟斯波得定則，冥王星的距離是可以大致確定的。
換而言之。
所謂的對比軌道偏移的差值，說白了就是
對比觀測記錄！
準確來說。
是對比數萬張的觀測記錄。
當然了。
由於近日點和遠日點的存在，以及一些早期影象的參考意義要大於實際意義，因此真正需要鑑別的資料倒沒這麼誇張。
大致統計的話，一共約摸四千份左右。
隨後，現場的數算成員開始兩兩組成一對。
一人彙報座標，另一人開始計算偏差。
其中彙報座標的工具人能力稍微低一些，以數學系的那些學生為主。
