“0.000..0.0...0.....0......”
众所周知。
如果是需要仅仅通过数学来计算行星轨道数据，那么必然会用到开普勒行星三定律：
第一定律：
每一个行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。
第二定律：
在相等时间内，太阳和运动着的行星的连线所扫过的面积都是相等的。
也就是Sab=Scd。
第三定律则是：
各个行星绕太阳公转周期的平方，和它们的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。
即T2/a3=K，T为行星周期， K为常数。
另外还需要用到笛卡尔坐标系下的椭圆曲线，即：
Ax2+Bxy+Cy2+Dx+Ey+F=0。
有了这些，只要在加上某个工具就能进行计算了。
后世科技发达，计算轨道的工具一般是numpy，几秒钟就能计算出结果。
眼下虽然没有numpy协助，但这玩意儿的计算逻辑实际上就是最小二乘法。
而最小二乘法的发明者不是别人，正是高斯.......
“g(x)=?0.+0.x?0.0x2+0.000x3......”
“下一组是0....0.....0.....”
“0.0....0.0....0.....”（注：所有数据都来自nasa开放的数据库，非杜撰）
过了大概十多分钟。
负责最终计算的黎曼抹了把额头上的汗水，在纸上写下了一个数字：
0.。
虽然目前还无法知晓冥王星的具体位置，更不知道它的重量大小。
但此前曾经提及过。
天王星在扣除海王星的引力之后，轨道依旧是有些异常的。
这个异常数据就是计算的切入点，也就是黎曼他们计算出来的这个数字。
高斯接过这张纸扫了几眼，摇了摇头。
这次他们汇总到场的观测记录可以追述到1012年，手绘图接近三万两千多张，黑白照片大概2700张左右。
面对这些资料，三次多项式计算出来的结果显然做不到精确拟合。
不过这个情况早在高斯和徐云的预料之中，三次多项式只是一波低成本的试探罢了。
要是得出来的结果精度够高，那么便可以省不少力气，若是精度较低，高低也就亏一点时间罢了。
只见高斯面色没有丝毫变化，转头对黎曼说道：
“波恩哈德，开高次幂吧。”
黎曼点点头，犹豫片刻，问道：
“老师，还是用黄经吗？”
高斯想了想，大手一挥，说道：
“继续用黄经，上.....八次方！”
听到八次方这个字眼，黎曼表情顿时一肃：
“明白！”
这辈子是鲜为人的同学应该不知道。
在行星轨道计算中。
x’是行星的真位置，x是平位置。
轨道经度是γN + NX'，这两段角度分别在两条不同的轨道上。
通过行星的真位置x'垂直画一条黄经线，在黄道上交于x“，那么γx“就是黄经L。
随后高斯又看向一旁的西尔维斯特，问道：
“詹姆斯，你们的时间算好了吗？”
西尔维斯特闻言咽了口唾沫，拧着眉毛道：
“已经计算出结果了，正在第三轮校验，马上就好！”
此前徐云将整个团队分成了数个模块，西尔维斯特负责的就是时间校正。
这也是非常关键的一环——因为儒略日数和千年数是存在误差的。
假设给定的时间JDE是标准的儒略日数，τ是千年数。
那么τ的表达式便是τ=(JDE - .0)/ 。
在如今这种量级的计算中，哪怕是一位小数都可能差之千里。
五分钟后。
西尔维斯特猛地抬起头，对高斯道：
“校验无误，τ是0.00！”
高斯转过头，对黎曼说道：
“波恩哈德，记下了吗？”
黎曼飞速将数字填入，甚至只来得及发出一声‘嗯’。
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*τ+L2*τ^2 +L3*τ^3+L4*τ^4... L8*τ^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：
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