作者:新手钓鱼人
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-2451545.0)/365250。
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0.00834422!”
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:
“浩所兄,感觉如何?”
“哦,是罗峰兄啊。”
田浩所原本正皱着眉头在思考如何落笔,闻言连忙抬起头,苦笑着摇了摇头:
“有些困难,但勉强能够跟上思路,不得不说人外有人,天外有天呐……”
田浩所的表情有些感慨,这还是他第一次接触到这么高规格的计算活动。
徐云笑着拍了拍他的肩膀,安慰道:
“没事儿,咱们主要还是为了拓宽眼界,并不一定要追求成果。”
“我一路看过来,你的表现已经比很多大二的学长都好了。”
田浩所是徐云在昨天邀请加入的算力成员之一,毕竟这位东方人也是数学系的学生嘛。
不过徐云并没有给他下达具体的任务,主要还是希望能让他多提高提高眼界和思维格局。
反正这种做法没啥成本,更不可能坏事,保不齐今后还能收获什么惊喜呢?
接着徐云与田浩所分别,又来到了场地中央的老汤身边,低声对他问道:
“汤姆逊先生,今晚的能见度如何?”
老汤朝周围看了几眼,同样低声说道:
“上帝保佑,能见度很高,赫维留星图几乎全数可见。”
徐云这才轻舒一口气,点了点头。
黑白相片发明于1839年,在那之前,所有对行星的观测记录都是靠着文字或者星图。
比如华夏《史记·天官书》中的北斗七星定位法,也就是星桥法:
杓携龙角,衡殷南斗,魁枕参首。
这是什么意思呢?
它是将七星中右起四颗的星星构成了勺口,称作“魁”。
中间三颗连线比较平直的星星,构成勺子较长的直柄,也就是“衡”。
最左边两颗的连线角度偏折,构成了勺柄手握的部分,也就是司马迁所说的“杓”。
“杓携龙角”,意思是两颗星(杓)的连线出来,直指一颗很亮的恒星。
古人认为它是天上东方青龙的龙角,也就是后世的大角星。
“衡殷南斗”说的是“衡”所代表的长柄部分的连线,直指二十八宿中的南斗星宿。
最后的“魁枕参首”则是说,代表勺口的“魁”,正对着二十八宿中的觜宿。
汉代把觜宿和参宿加在一起,看成一只老虎。
觜宿代表虎头,所以“参首”就是“觜宿”了。
另外苏轼《赤壁赋》里“月出于东山之上,徘徊于斗牛之间”,也是一种诗词中的定位法。
而除了文字之外,剩下的便是星图了。
华夏古代最著名的星图首推苏州石刻天文图,这是宋宁宗赵扩在当太子时候,教他天文的老师黄裳绘制的。
这幅星图以北极为中心,三个同心圈分别代表恒显圈、赤道圈和恒隐圈。
顾名思义。
恒显圈内的星星四时不落;而恒隐圈外则是古人活跃范围看不到的。
这幅星图后来被刻在一块高2.16米,宽1.06米的石碑上,目前保存在常熟。
另外还有敦煌星图,以及老苏所绘制的苏颂星图等等——老苏绘制的还是所有古代文明中刻录天体最多的一张星图。
至于欧洲比较有名的就是赫维留星图了,造型极为生动,具有极高的艺术价值。(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。
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