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，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例如放在左侧的十米处，那么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，冥王星就是磁铁。
磁铁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。