主系列星には真の明るさ（絶対等級）とスペクトル型（あるいは色指数）との間に密接な関係がある（HR図を参照）。この性質を利用し、スペクトル型あるいは色指数を観測することによって、星の真の明るさ（絶対等級 $M$）を推定し、それを観測された見かけの明るさ（見かけ等級 $m$ と比較することにより、

$$m-M=5\,{\rm log}_{10}\,r-5$$

の式から星までの距離 $r$ (pc)が求まる。この方法を分光視差法と呼ぶ。分光視差は $m-M$ のことであるが、これは一般には距離指数と呼ばれている。光度階級の概念を併用すれば、主系列星以外にもこの方法を適用できる。天文学においては通常の視差（異なる地点から見た物体の角度の違い）に加えて、天体の距離を知る手段となるものを広く視差と呼ぶ。