将(4-18)式和(4-23)式中的ω′看作常量，v和β作自变量，ω和α作函数。对两式微分，说明观察者与光源之间的速度v及方向β改变会引起接收频率ω和光行差α的改变；反之亦然。如果观察者接收到光源的频率ω和光行差α是变量，则观察者与光源之间的运动是相对变速运动。

下面讨论对该变速运动的平均加速度的测定。

天体的光行差必须根据天体的自行才能测定。有一个简单实用的方法可以测量天体相对于我们的加速度。我们在第一周期T(几年、几十年、数百年或上千年，甚至更长时间)内，根据天体的自行以及某一谱线的接收频率ω或波长λ，计算出该天体相对于我们的光行差和平均速度v及其方向角β。如果在第二周期T内，观测到该天体的自行发生了变化，或者同一谱线的接收频率ω或波长λ发生了变化，或者两者都发生了变化，我们可以按照第一周期的方法计算出天体在第二周期的光行差和平均速度v及其方向角β。这时，我们可以将两个周期的数据比较，就可以得到该天体相对于我们在周期T内的平均加速度。这个方法避免了复杂的微分运算，是一个行之有效的方法。(www.daowen.com)

如果知道了任意一个天体相对于我们的运动速度和加速度，根据矢量法则，就可以求出任意两个天体之间的相对速度和相对加速度，包括星系(团)之间的相对运动。

天体一般离我们很远，因此天体的光行差和多普勒频移的变化非常缓慢。如果不是几代人甚至更长时间的坚持，发现它是非常困难的。这项工作在天文观测中非常重要，因为它可以帮助我们发现宇宙演化痕迹。特别是光行差，由于以前的理论尚不成熟，未纳入天文观测的实践。现在该项工作的紧迫性不言而喻。