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：

    “0.00066045……0.01072261……0.12684538……0.43146853……”

    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^2/a^3=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^2＋Bxy＋Cy^2＋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nuy，几秒钟就能计算出结果。

    眼下虽然没有nuy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）=－0.43146853＋0.12684538x－0.01072261x^2＋0.00066045x^3……”

    “下一组是0.31468531……0.21538462……0.12960373……”

    “0.05337995……0.01724942……0.32307692……”（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：

    0.4857342657342658。

    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－2451545