光行差常数可以通过天文观测来确定﹐主要方法有﹕观测和研究
恒星视位置的变化﹔观测和研究恒星的视向速度﹔长期持续地观测和研究测站的纬度变化。还可以根据精确测定的其他
天文常数﹐用有关的数学公式推导出光行差常数值。例如，在已知地球赤道半径ae、光速c、地球轨道偏心率e和恒星年长度Ts的情况下,在精确测定
太阳视差π嫯后，用下式推导光行差常数κ：
首次发现光行差现象的布拉得雷于1725～1728年得出=20.5。两个半世纪以来许多天文学家根据浩瀚的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。1840～1842年﹐..
斯特鲁维用中星仪在卯酉圈上观测﹐得到=20.4451﹐这个数值为全世界天文学家使用了近半个世纪﹐1896年﹐纽康综合当时的各种测定值以后﹐得出=20.47﹐这个数值使用了近七十年。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。到1964年﹐
国际天文学联合会通过的
天文常数系统中﹐值才改为20.4958﹐这是根据地球轨道的运动速度值和光速值推导出来的。光行差常数是一个导出常数。这个数值从1968年开始采用﹐将一直用到1983年﹐1976年国际天文学联合会的天文常数系统中确定相对于标准历元2000.0年的值是20.49552﹐这个新值从1984年为全世界统一采用。