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第二百八十章 找到你了柯南中（第1页）

解。这是数学中一个非常特殊的字，具有宏观意义上的纠缠态。这个字后面可能空无一物，也可能会有洋洋洒洒的内容铺满版面。同时哪怕是铺满版面的内容，最终的结果也很可能和空无一物相同。另外它也和解题者的样貌、文具没有任何关系。当然了。作为这次观测的发起人，徐云自然不会是前者。因此在写下一个解字后，他便继续开始绘制起了最初始的计算。至于计算的初始切入点嘛自然就是提丢斯-波得定则了。众所周知。作为文明史的重要分支，人类的科学史可谓是众星云集，璨若星河。这些牛人基本上都是天才，但也不乏后起之秀凭借匪夷所思、骇世惊俗的猜想而跻身于巨星之列。比如法拉第，比如51岁才写出了5g标准信道编码的埃尔达尔·阿里坎。又比如某个叫做约翰·提丢斯的德意志中学老师。约翰·提丢斯生活在18世纪，那个时期，人们已知太阳系有六大行星。即水星、金星、地球、火星、木星、土星。提丢斯是个天文爱好者，经过长期的观测，他在1766年写下了这么一个数列：a=04+03x2k。里头的a是指行星到太阳的平均距离，也就是15亿公里。其中k=0，1，2，4，8，16，0以后数字为2的n次方。如果以日地距离也就是15亿公里为一个天文单位，那么六大行星到太阳距离的比值分别是：04、07、10、16、52、100。而实际上的数值是：039、071、10、152、52、98。是不是很惊讶？没错。在星空这个参考系中，两个结果可以说无限接近于一致。1781年的时候，赫歇尔就是在接近196的位置上（即数列中的第八项）发现了天王星。从此，人们就对这一定则深信不疑了。根据这一定则。在数列的第五项即28的位置上也应该对应一颗行星或者小行星，只是在当时还没有被发现。于是许多天文学家和天文爱好者便以极大的热情，踏上了寻找这颗新行星的征程。这颗小行星就是谷神星，发现者正是现场的高斯。后来这个规律被柏林天文台的台长波得总结，归纳成了一个经验公式来表示，叫做提丢斯-波得定则。说道这里，就又到了鞭尸某度百科的时间了。如果你在百度上搜索提丢斯-波得定则，会在详细介绍中看到一句话：【由于1846年发现的海王星、1930年发现的冥王星与该式的偏离很大，故许多人至今持否定态度”】其中百科给出的海王星的推算数据是388个天文单位，实际距离302个天文单位。冥王星的推算数据是772个天文单位，实际距离396天文单位。是的，看到这里，天文专业的同学应该发现了一个问题：某度小编把冥王星的数据计算成了772——这特么是太阳系内边界的距离实际上呢。在计算过程中，由于k次多项式存在的缘故，冥王星和海王星是共用n=8来计算的。所以根据提丢斯-波得定则计算，冥王星的误差率是2，而非200。这是天体物理以及天体测量第二学期就会明确标注在课本上的内容，作为一个百科栏目居然会犯这种错误，也是挺无奈的上辈子徐云恰好有某段情节正好用到了提丢斯-波得定则，在骚扰咳咳，咨询某位在凤凰山观测站工作的朋友时，对方一度对百科表达了某些极其亲切的问候与祝福。当然了。造成这种情况的很大部分因素要归结于知识的冷门，提丢斯-波得定则本身就是个小众知识，更别说冥王星这个小众中的小众了。总而言之。后世对于提丢斯-波得定则在数学计算的数值方面基本是没意见的。它的主要争议在于物理意义模糊，是一个纯粹的经验公式，很难从原理上进行解释。像an+1∶an=β之类的其他测定方式，基本上也都是数学方面精准，但物理意义不明的情况。随后徐云又写下了两个个公式，也就是k次多项式的函数和最小误差值：f（x）≈g（x）=a0+a1x+a2x2+a3x3++akxk。loss=i=0∑10（g（i）?f（i））2。这样一来。只要找到合适的系数，就能令误差值最小了。而就在徐云优化函数的同时。其他人也没闲着，各自按着预定好的计划在行事。例如老汤正和来自格林威治天文台的技术人员拍摄着今天的星图，高斯则整理起了布莱德雷家族留下来的独门观测记录：，！“00000000”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t2a3=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nupy，几秒钟就能计算出结果。眼下虽然没有nupy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+0x?00x2+0000x3”“下一组是000”“00000”（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，t是千年数。那么t的表达式便是t=（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，t是000！”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+l1t+l2t2+l3t3+l4t4l8t8）108。l=l-1°397t-000031t2。Δl的修正值=-009033+003916（s（l+s（l）tan（b）。Δb的修正值=+003916（s（l-s（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：bidi“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。华夏古代最着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216米，宽106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000！”000。与此前的0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。平均下来，每个人需要计算两百份以上的观测记录。一份记录的计算对比大概一分钟，毕竟只有两个坐标去套公式，因此总共需要四个小时上下。徐云和老汤也没闲着，主动负担起了一部分计算任务。“4628307585”“4626112”“20371529691”“2920067”很快，不同规格的坐标系参量被逐一报出。有些来自布莱德雷家族统计、尘封多年的数据第一次出现在了世人面前。其中不少数据在精度方面，甚至超过了格林威治天文台的同类文献。例如丹尼尔·布莱德雷的爸爸康顿·布莱德雷，他在二十年前便记录了鸟神星的轨迹。虽然只是记录轨迹而非准确发现，但性质上已经非常吓人了——因为按照历史发展，这玩意要在2005年才会被发现。2005和1830。从观测设备的精度角度来说，基本上是两个纪元了由此可见，布莱德雷一家为了给自己的老祖宗翻案，到底憋了一股子啥劲儿或许是被现场的气氛触动的缘故。过了一会儿。人群中居然走出了几位数学系的学生，主动接替了那些汇报数字的数学家的工作，让他们能够在计算环节完全发挥自己的能力。按照老汤的说法，其中有一位还是弗雷德里克·阿加尔·埃利斯的跟班。看着不远处脸色有些难看的埃斯利伯爵，徐云的心中莫名有些感慨。这或许就是科学的魅力吧。很多时候，它的感染力是无形的。随后他又想到了什么，抬起头，环视了周围一圈。750年前。他曾经和一群华夏的先贤一起，为了征服天空而昼夜不息。750年后。同样是一个没有下雪的夜晚。徐云又与另一群欧洲的数学大家通力合作，目光越过苍穹，望向了浩瀚的星空。何其有幸注：现在的东西也太贵了吧，十年前老家流动摊位的豆花五毛钱，今天想喝买了一碗，三块五：（）走进不科学