光行差常数

光行差常数（ aberration constant ），天文常数之一。光行差是指在同一瞬间运动中的观测者，所观测到的天体的视方向同静止的观测者所观测到的天体的真方向之差。观测者随地球自转造成的光行差称为周日光行差；观测者随地球绕日公转造成的光行差称为周年光行差。作为天文常数的光行差常数，是指周年光行差常数，它定义为地球公转的平均线速度v与光速c的比值，用角秒表示为：

k ＝206 264″.806 v / c

光行差常数可通过天文观测来确定，主要方法有：①观测和研究恒星视位置的变化；②观测和研究恒星的视向速度；③长期持续地观测和研究测站的纬度变化。首次发现 光行差现象的 J.布拉得雷于1725～1728年得出 k＝20′.5，后来的许多天文学家根据两个半世纪浩瀚的观测资料得出了近百个 光行差 常数的数值，绝大多数的数值都在20′.4～20″.6之间。1896年 S.纽康综合当时的各种测定值以后，得出 k＝20″.47，这个数值使用了近70年。 光行差 常数是很难精确测定的天文 常数之一，尽管很早就发现纽康的这个数值偏小，精度较低，但由于牵涉到其他 常数，并未予以改动。

国际天文学联合会1964天文常数系统中，将光行差常数作为导出常数，它根据高斯引力常数k和天文单位距离的光行时τA由下式计算：

k＝206 264″.806 F kτ A/86 400

式中 F＝ n a( k ′) −1(1－ e 2) －1/2称为 光行差常数因子， n为以弧度/秒表示的地球绕日的平均角速度， a为以 天文单位表示的日地平均距离， e为地球轨道的偏心率， k′＝ k/86 400。 F的数值对不同历元有微小变化。 k ′在数值上等于一质量忽略的假想行星在半径为一天文单位的圆轨道上以弧度/秒表示的绕日角速度。由此计算得出 k＝20″.495 8，这个数值从1969年开始一直用到1983年。国际天文学联合会1976天文 常数系统中，天文单位距离的光行时 τ A由导出 常数改为基础 常数，精度也有了提高，由此确定相对标准历元J2000年的值为20″.495 52，它从1984年开始采用。