8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