항성의 스펙트럼과 광도의 관계를 이용하여 추산하는 항성의 거리. 항성의 스펙트럼에는 많은 흡수선을 볼 수 있는데, 그 세기와 폭은 분광형이 같아도(즉, 항성대기의 온도가 같아도) 별에 따라 다른 경우가 있다. 이것은 주로 항성대기의 압력차에 의한 것이며, 압력차는 항성표면의 중력차와, 다시 이것은 항성의 절대등급과 관련된다. 즉, 절대등급의 크기가 스펙트럼선의 특성에 나타나는데, 이것을 스펙트럼선의 절대등급효과라고 한다. 반대로 스펙트럼선의 특성(예컨대, 효과를 받기 쉬운 스펙트럼선과 다른 선과의 강도비 측정 등)을 분광관측으로 관찰하면, 그 별의 절대등급을 알 수 있다. 따라서, 이것과 실시등급의 차이에서 그 항성의 거리(시차로 생각해도 된다)를 구할 수 있다. 이와 같은 방법으로 구한 거리(시차)를 분광시차라고 한다. 항성의 거리를 구하는 가장 기본적인 방법은 삼각시차인데, 이것은 가까운 거리의 항성에 대해서만 사용할 수 있다. 그러나 분광시차는 삼각시차를 사용할 수 없는 아주 먼 항성까지 적용할 수 있다.