第281章找到你了，柯南！（中）
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=+^k。
里头的a是指行星到太阳的平均距离，也就是亿公里。
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：
、、、、、。
而实际上的数值是：
、、、、、。
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个天文单位，实际距离个天文单位。
冥王星的推算数据是个天文单位，实际距离天文单位。
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——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：
“”
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T/a=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：
Ax+Bxy+Cy+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)=++”
“下一组是”