光行差常數

光行差常數可以通過天文觀測來確定﹐主要方法有﹕觀測和研究恆星視位置的變化﹔觀測和研究恆星的視向速度﹔長期持續地觀測和研究測站的緯度變化。還可以根據精確測定的其他天文常數﹐用有關的數學公式推導出光行差常數值。例如，在已知地球赤道半徑ae、光速c、地球軌道偏心率e和恆星年長度Ts的情況下,在精確測定太陽視差π嫯後，用下式推導光行差常數κ：

首次發現光行差現象的布拉得雷於1725～1728年得出=20.5。兩個半世紀以來許多天文學家根據浩瀚的資料得出了近百個光行差常數的數值。絕大多數的數值都在20.4～20.6之間。1840～1842年﹐..斯特魯維用中星儀在卯酉圈上觀測﹐得到=20.4451﹐這個數值為全世界天文學家使用了近半個世紀﹐1896年﹐紐康綜合當時的各種測定值以後﹐得出=20.47﹐這個數值使用了近七十年。儘管很早就發現紐康的這個數值偏小﹐精度較低﹐但由於牽涉到其他常數﹐並未予以改動。到1964年﹐國際天文學聯合會通過的天文常數系統中﹐值才改為20.4958﹐這是根據地球軌道的運動速度值和光速值推導出來的。光行差常數是一個導出常數。這個數值從1968年開始採用﹐將一直用到1983年﹐1976年國際天文學聯合會的天文常數系統中確定相對於標準曆元2000.0年的值是20.49552﹐這個新值從1984年為全世界統一採用。