先前提及过。
黑白照相机技术在1839年才出现，距今不过才11年的时间而已。
因此对于绝大多数观测记录来说。
绘制者所处的时代虽然可以看到星体，但坐标系却只能用肉眼判定并且记录。
毕竟宇宙本身的尺度对于人类来说就已经很大了，手绘和肉眼又存在两个阶段的误差。
所以这些误差反馈在观测记录上，便会出偏差值与实际图像严重不符的情况。
当然了。
考虑到有些同学对于天文知识有些迷糊，比如什么行星不发光肉眼看不到啊云云，所以这里先解释一件事：
观测记录到底记录的是什么内容。
从性质角度上来看，观测记录可以分成两个类型：
一是肉眼观测。
二是望远镜观测。
上面这句话如果还无法理解，真可以另请高明了.....
人类肉眼能看到的天体决定于该天体的“视星等”，也就是观测者在地球上用肉眼所看到的星体亮度。
视星等的大小可以取负数，负得越多亮度越高，反之则越低。
视星等大于+6的天体，就几乎不可能用肉眼观察到了。
比如冥王星是+13.65，海王星是+7.9。
所以肉眼观测的情况下。
除了极限条件下可见的天王星外。
平时能被看到的行星就只有水星、金星、火星、木星、土星这五颗而已。
因此在望远镜发明出来之前的星图，记录的99%都是恒星。
至于望远镜就不一样了，它可以观测到很多行星，包括了海王星冥王星以及各类小行星等等......
当然。
这里的‘很多’二字，是相对于肉眼而言的。
如果与恒星探测相比较，行星探测的难度就要高上无数倍了。
因为行星既不发出可见光，体积一般也都不大，只能靠着反射恒星的光线显形。
由于很难直接观察到行星，所以在目前的天文界，主要用多普勒分光法和凌日法等间接手段来捕捉行星。
多普勒分光法是利用行星引力造成恒星的微小摇动来判断行星的存在，并可计算出行星质量等信息。
凌日法则是根据行星从恒星前方横穿过时观察到的恒星亮度下降来判断行星存在，并能由此推断出行星的质量和大小，甚至其内部构造等多种物理要素。
另外，行星穿过恒星面时利用分光分析，还可以调查行星大气的动态及成分等等——这也是大家经常可以在新闻上看到发现某某系外行星可能适合生存的技术支撑。
到本章更新为止，一共只有5113个太阳系外的行星被确认存在。
其中97%以上的行星都并没有被直接观察到，而是通过上头介绍的手段被确认的。（查询网址，感兴趣的可以保存一下，实时更新，昨天就发现了一颗新的）
事实上直到2004年，天文学家才第一次直接观察到太阳系以外的一颗行星，叫做2M1207b。
OK，话题再回归原处。
很早以前提及过。
天文望远镜的发明在1609年，由伽利略制成。
因此早于1609年之前的观测记录都是肉眼观测，主要用于协助参考。
计算分辨使用的数据，都是1609年后用望远镜的观测记录，包括1609-1839年之间的手绘，以及1839年之后的黑白影像。
这也是为什么几万份观测记录，最终只有四千多份会被拿来充作筛选样本的原因：
这些都是利用天文望远镜拍摄或者手绘下的记录，这种尺度才有可能记录下冥王星的存在。
一般来说。
在数学定义上，手绘观测记录对于星体的准确度只有5%左右。
也就是100张记录里头，大概有5张符合纯数学的计算结果。
“银经偏差值号档案未发现明显异常！”
“银经偏差值号档案未发现明显异常！”
“黄经偏差值0.4496...777号档案移动轨迹明显！”
“收录！”
“黄经偏差.......”
随着时间的推移，一张张观测记录被辨识分类。
其中绝大部分被重新装回了原本封存的档案里，但也有少部分被留在了桌面上。
看着身边两厘米厚的小纸堆，徐云抹了把额头上的汗水，呼出一口浊气。……
本章未完，请点击下一页继续阅读！
本站网站:www.kuaishuku.net