バーデ-ウェッセリンク法
に基づいて、実半径の変化量 Δ R {\displaystyle \Delta R} と、視直径の変化量 Δ θ {\displaystyle \Delta \theta } とから、距離 d {\displaystyle d} を
d = 2 Δ R Δ θ {\displaystyle d={\frac {2\Delta R}{\Delta \theta }}}
によって計算する。天文学でよく用いられる単位を採用し、距離をパーセク単位、星の半径を太陽半径単位、視直径をミリ秒単位として式を変形すると、
d [pc] = 9.305 ⋅ Δ R [R ⊙ ] Δ θ [mas] {\displaystyle d{\mbox{ [pc]}}=9.305\cdot {\frac {\Delta R{\mbox{ [R}}_{\odot }{\mbox{]}}}{\Delta \theta {\mbox{ [mas]}}}}}
となる。 Δ R {\displaystyle \Delta R} は既に求めたので、あとは Δ θ {\displaystyle \Delta \theta } を測定すれば、距離を求めることができる。
視直径の変化 Δ θ {\displaystyle \Delta \theta } を求めるには、主に二通りの方法がある。一つは、光度曲線から、恒星大気の理論を介して推定する方法。もう一つは、高分解能の干渉計による観測で直接測定する方法である。