1914年，美国威尔逊山天文台的沃尔特·亚当斯（Walter Sydney Adams，1876—1956）和德国天文学家科尔许特（Ernst Arnold Kohlschütter，1883—1969）合作，发现光谱型相同的巨星和主序星彼此的光谱仍存在着一些差别。这些差异虽然细微，却具有特别重要的意义。其具体表现是：某些光谱线的强度之比，对于巨星和对于主序星很不相同。
于是，人们便可以这样来推求一颗相当遥远的恒星的距离：先拍摄它的光谱，确定它的光谱型；接着又考察它的光谱中某些光谱线的强度比，由此判断它是巨星还是主序星；这时就可以粗略地确定它在赫罗图中应该占据什么位置了。也就是说，它的绝对星等大致就等于赫罗图上同样光谱型的主序星（或巨星）的绝对星等的平均值。确定它的绝对星等后，再同它的视星等进行比较，便可以求出这颗星的距离了。
下面的比喻也许能帮助读者更好地理解这种方法的实质。不会有人否认，人的身高和体重之间有着一定的联系。一般说来，高个儿的人应该比较重，矮个儿的人往往比较轻。虽然也有十分瘦长或者特别矮胖的人，但是普遍的趋势终归是身材高的体重大，身材矮的体重轻。因此，当你知道一个人的身高为1.70米时，你就可以大致估计他的体重在70千克左右；反之，当你知道了一个人的体重为80千克时，你就会预料他的身高也许在1.80米上下。这种推测和估计绝不可能达到绝对准确的地步，但大致说来还是可信的。假如我们把恒星的光谱型比拟作人的身高，把它的绝对星等比拟为人的体重，那么从恒星的光谱型推测其绝对星等的可靠性，大体上就和从人的身高推测其体重的情况相仿。
也许有人会想，身高与体重之间的关系，对于男人和女人，或者对于中国人和外国人，是有些差异的，因此仅仅根据身高来推测体重也许并不很可靠。假如知道了一个人的身高，同时还知道他的民族和性别，那么就可以把他的体重估计得更准确了。同样身高1.80米的人，欧洲人往往要比亚洲人更壮实些，因此体重也更重一些，这不是显而易见的吗？
事实正是这样。因此，我们还需要尽量多知道一些其他方面的情况。对于研究人的身高与体重的关系而言，这种附加的信息可能是性别或国籍；对于研究恒星的光谱型与绝对星等的关系而言，这种附加的信息则是某些光谱线的强度之比。
有了分光视差法，人们能求出距离的恒星数目便迅速上升。求得的距离也从在地面天文台利用三角视差法的100秒差距向前一举推进到了上万秒差距。
我们还记得，在“恒星终于被征服了”一节中谈到贝塞尔关于天狼伴星的大胆猜测。1862年，美国望远镜制造家阿尔万·格雷厄姆·克拉克（Alvan Graham Clark，1832—1897）在检验一块新磨制的直径47厘米的透镜时，真的借助它看到了在天狼星近旁的那颗暗弱的伴星（图39）。而最终解开天狼伴星之谜的则是沃尔特·亚当斯。
图39 天狼星及其伴星又分别称为天狼A星和B星。天狼A星是夜空中最亮的恒星，其光谱分类属于A型星，它的光辉彻底压倒了图中左下方的天狼B星——一颗典型的白矮星
贝塞尔当初推断天狼伴星的质量不亚于太阳，如今亚当斯又根据天狼伴星的光谱断定它比太阳更热！一颗恒星，如此之热而又如此之暗，只能说明它发光的表面积很小，因而体积必定也很小——比地球大不了多少。一颗恒星，体积如此之小而质量却如此之大，又说明它的物质密度必定大得出奇——要比水的密度大好几万倍！事情怎么会这样呢？原来，在天狼伴星这样的超高密度恒星中，构成星体物质的原子都被压碎了，以至于它们的原子核彼此严严实实地挤在一起，变成了所谓的“退化物质”。这样的恒星就是白矮星。
现在我们再回到距离和视差问题上来。三角视差法让人们“触摸”到了100秒差距以内的近星，分光视差法则使天文学家的巨尺又往远处延伸了成百上千倍，它是我们通向更遥远天体的第一级阶梯。
然而，分光视差法也不是万能的。须知，拍摄一颗恒星的光谱，要比拍下这颗星星本身困难得多。有些遥远而暗弱的恒星，甚至用世界上最精良的望远镜和光谱仪也难以得到其清晰的光谱。况且，还有为数众多的恒星（例如许多变星和新星）并不能用寻常的方式找出其光谱与绝对星等之间的联系，它们在赫罗图上的位置是与众不同的。对于这些天体，分光视差法就失去了它的威力。
幸而，天文学家们还有别的好办法。在介绍这些新方法之前，我们再来讲述一段新的插曲，它将人类深邃的目光引向太空中更加遥远的地方……
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