先前提及過。
黑白照相機技術在1839年才出現，距今不過才11年的時間而已。
因此對於絕大多數觀測記錄來說。
繪製者所處的時代雖然可以看到星體，但坐標係卻隻能用肉眼判定並且記錄。
畢竟宇宙本身的尺度對於人類來說就已經很大了，手繪和肉眼又存在兩個階段的誤差。
所以這些誤差反饋在觀測記錄上，便會出偏差值與實際圖像嚴重不符的情況。
當然了。
考慮到有些同學對於天文知識有些迷糊，比如什麼行星不發光肉眼看不到啊雲雲，所以這裡先解釋一件事：
觀測記錄到底記錄的是什麼內容。
從性質角度上來看，觀測記錄可以分成兩個類型：
一是肉眼觀測。
二是望遠鏡觀測。
上麵這句話如果還無法理解，真可以另請高明了.....
人類肉眼能看到的天體決定於該天體的“視星等”，也就是觀測者在地球上用肉眼所看到的星體亮度。
視星等的大小可以取負數，負得越多亮度越高，反之則越低。
視星等大於+6的天體，就幾乎不可能用肉眼觀察到了。
比如冥王星是+13.65，海王星是+7.9。
所以肉眼觀測的情況下。
除了極限條件下可見的天王星外。
平時能被看到的行星就隻有水星、金星、火星、木星、土星這五顆而已。
因此在望遠鏡發明出來之前的星圖，記錄的99%都是恒星。
至於望遠鏡就不一樣了，它可以觀測到很多行星，包括了海王星冥王星以及各類小行星等等......
當然。
這裡的‘很多’二字，是相對於肉眼而言的。
如果與恒星探測相比較，行星探測的難度就要高上無數倍了。
因為行星既不發出可見光，體積一般也都不大，隻能靠著反射恒星的光線顯形。
由於很難直接觀察到行星，所以在目前的天文界，主要用多普勒分光法和淩日法等間接手段來捕捉行星。
多普勒分光法是利用行星引力造成恒星的微小搖動來判斷行星的存在，並可計算出行星質量等信息。
淩日法則是根據行星從恒星前方橫穿過時觀察到的恒星亮度下降來判斷行星存在，並能由此推斷出行星的質量和大小，甚至其內部構造等多種物理要素。
另外，行星穿過恒星麵時利用分光分析，還可以調查行星大氣的動態及成分等等——這也是大家經常可以在新聞上看到發現某某係外行星可能適合生存的技術支撐。
到本章更新為止，一共隻有5113個太陽係外的行星被確認存在。
其中97%以上的行星都並沒有被直接觀察到，而是通過上頭介紹的手段被確認的。（查詢網址exop.eu/catalog/，感興趣的可以保存一下，實時更新，昨天就發現了一顆新的）
事實上直到2004年，天文學家才第一次直接觀察到太陽係以外的一顆行星，叫做2M1207b。
OK，話題再回歸原處。
很早以前提及過。
天文望遠鏡的發明在1609年，由伽利略製成。
因此早於1609年之前的觀測記錄都是肉眼觀測，主要用於協助參考。
計算分辨使用的數據，都是1609年後用望遠鏡的觀測記錄，包括1609-1839年之間的手繪，以及1839年之後的黑白影像。
這也是為什麼幾萬份觀測記錄，最終隻有四千多份會被拿來充作篩選樣本的原因：
這些都是利用天文望遠鏡拍攝或者手繪下的記錄，這種尺度才有可能記錄下冥王星的存在。
一般來說。
在數學定義上，手繪觀測記錄對於星體的準確度隻有5%左右。
也就是100張記錄裡頭，大概有5張符合純數學的計算結果。
“銀經偏差值0.0072，532號檔案未發現明顯異常！”
“銀經偏差值0.0151，259號檔案未發現明顯異常！”
“黃經偏差值0.4496...777號檔案移動軌跡明顯！”
“收錄！”
“黃經偏差.......”
隨著時間的推移，一張張觀測記錄被辨識分類。
其中絕大部分被重新裝回了原本封存的檔案裡，但也有少部分被留在了桌麵上。
看著身邊兩厘米厚的小紙堆，徐雲抹了把額頭上的汗水，呼出一口濁氣。
實話實說。
今天現場的難度比他預計的還要高一些。
在徐雲上輩子還在沒下海經商的時候，曾經在單位的組織下，聽過一次張家祥先生的講座。
講座上。
張家祥先生提到了他的尊師，華夏近代天文學的奠基人張鈺哲院士，那部分內容令徐雲至今難忘。
張鈺哲院士出生於1902年，第1125號小行星中華星就是他在1928年時發現的。
1950年時候。
張鈺哲院士被任命為中國科學院紫金山天文台台長，並且開展了小行星軌道測定。
可當時彆說超算了，國內連普通的計算機都見不著半個零件呢——國家要到六年後才會成立中科院計算技術研究所籌備委員會，並且在老大哥的援助下得到了M3型計算機的相關資料。
直到1958年。
國內才製造出了每秒30次的電子管計算機。
所以在50年代，張鈺哲院士和李珩先生組織了一批七十多人的團隊，靠著肉眼去計算、分辨觀測記錄。
1950年啊......那個時間點的大環境大家應該都多多少少了解一些。
當時新華夏剛剛成立，百廢待興，國家的錢袋子緊巴巴的。
彆說科研了，甚至連大典上的飛機都不夠數呢：
大典上隻能把17架飛機分成6個梯隊，其中有9架P-51來回飛了兩次。
所以那個時期，張鈺哲院士他們是沒多少經費去拍攝相片的——因為底片很貴。
他們分辨的觀測資料主要來自老大哥，老大哥當時和咱們關係還不錯，三年內傳了7000多份觀測記錄。
數量確實不少，但這玩意兒有個很麻煩的地方：
它們都是掃描版，辨識難度和原件完全是兩個概念。
就是在這種條件下。
張鈺哲院士他們咬著牙去推導公式，然後按照差值去比較觀測記錄。
最終在50-54年之間，他們發現了40多顆新星，為華夏的天文學發展打下了極其堅實的基礎。
說句不太好聽的話。
肉眼對比是一種很原始、很無奈、甚至可以說很‘蠢’的方法。
但在計算機出現之前，這也是唯一可用的一種選擇。
1950年如此，1850年亦然。
隨後徐雲深吸一口氣，繼續做起了校對。
隻見他重新拿來一張紙，飛快的按照之前的計算過程動起了筆。
“f=@(x，y) 2.4645*x^2-0.8846*x*y+6.4917*y^2-1.3638*x-7.2016*y+1......”
一分鐘後。
徐雲看著麵前這張編號為1111的檔案偏差值，眉頭微微一皺。
根據檔案袋上的備注顯示。
這是一張1846年7月份，格林威治天文台拍攝下來的觀測圖像。
通過銀道坐標係記錄，有兩張同樣是黑白照的佐圖。
理論上來說。
這張觀測記錄的坐標差，應該是可以精確到小數點後四位數的——還是以之前舉過的從魔都偏到津門為例，正常觀測記錄可以確定的偏差值是魔都與津門之間的城市經緯度差，相對比較寬泛一點。
比如有可能是鬆江到津門，也有可能是崇明島到津門，隻能確定具體的城市。
而這張觀測記錄的精確值卻很高，可以確定是從魔都JA區到津門WQ區，頂多就是街道分不太清罷了。
但徐雲計算出的數值卻和檔案偏移的軌跡難以互補，大致就是跑到了浦東那邊......
見此情形。
徐雲猶豫片刻，還是將它分到了移動軌跡明顯的分類裡。
或許是坐標係錄入的時候有問題吧。
畢竟19世紀對於坐標的記錄還是有些原始，多半影響不大。
就這樣。
時間繼續流逝。
七點半......
八點半......
九點......
九點二十.....
三個多小時後。
約翰·彼得·古斯塔夫·勒熱納·狄利克雷放下手中的筆，說道：
“銀經偏差值0.7812....4229號檔案移動軌跡明顯！”
說完話。
他下意識便又抽出一張演算紙，準備進行下一次計算。
不過令他意外的是。
這次他身邊的助手沒有再報出坐標，而是語氣有些激動的說道：
“狄利克雷先生，所有觀測記錄都已經計算完畢了！”
狄利克雷聞言一愣。
旋即他猛然抬起頭，看向周圍。
果不其然。
現場所有的同行此時都已經放下了筆，黎曼正在逐一彙總著他們篩選出的觀測記錄。
見此情形。
狄利克雷心中絲毫不覺輕鬆，而是愈發緊張了起來。
很明顯。
眾人一個晚上努力計算的成果，已經到了最終核驗的階段了。
到底能不能找到那顆“柯南星”，儘皆在此一舉！
隨後黎曼將收繳好的文件搬到了高斯麵前，恭敬說道：
“老師，一共218份記錄，都在歸納好了。”
高斯朝他點了點頭，示意他放到自己麵前。
在此前的軌道辨識過程中，高斯一直在邊上坐著養神，沒有參與計算過程。
這並不是因為他已經年邁無力，沒法參與計算過程。
而是因為現場包括徐雲在內，目前有能力通過偏差坐標計算冥王星軌道方程的，有且隻有高斯一人而已。
當然了。
或許未來的小麥和黎曼也能做到，畢竟一個推導出了麥克斯韋方程組，另一個鼓搗出了黎曼猜想。
但目前他們都隻是青春版，還沒完成版本更新呢。
至於徐雲嘛......
說實話。
除非給他幾天的時間慢慢推算，否則他也拿這些數據沒有辦法。
畢竟若真是那麼簡單，冥王星早就被人發現了。
徐雲能做的就是在其中一些數據上略微加以改動，把後世公認的修正值給添加進去而已。
在所有文檔都放好後。
高斯拿起筆，沒有任何施法前搖，直接在座位上開始了演算。
隻見他先是在紙上寫下了一道公式：
y行= cosa-d行/d地cos(ω行/ω地a)。
z= 4.25 × 10-6cos(0.37π)cos(360a)
x=a。
y = cosa-0.387cos4. 15a，z = 4.25×10-6cos(0. 37π)cos(360a)。
這個方程很簡單。