钙II K线是低温恒星的吸收谱线中最明显的一条谱线。一条来自色球层的微弱发射线存在于中心。在1957年，奥林·威尔逊和M. K. 巴甫报告前述发射谱线的宽度和恒星的绝对星等之间有值得注意的相互关系，这就是所谓的威尔逊-巴甫效应。这种相互关系独立于恒星光谱之外，适用于恒星类型的G型、K型、和M-型。吸收线越宽，则恒星越明亮。
威尔逊-巴甫效应令人感兴趣的是它作为距离显示器的潜力，以下是事实的成果：
Wallerstein等人在1999年首度使用威尔逊-巴甫效应校准来自依巴谷卫星视差的距离。最新的做法是使用CCD在更小的样本上取得高解析的光谱测量W0。
根据最新的定标，绝对星等 (M_V) 展开的数值和W0之间的关联性，转换成速度 (Km/s)，如下所示：
M_V=33.2-18.0 log(W0)
但是这种关联性树据点的分散度仍然相当大：大约是0.5等，是这种效应的精确度不足以有效的改善宇宙距离尺度。另一个限制来自测量遥远恒星的W0非常富有挑战性，需要大望远镜长期的观测。有时候在K线中心的发射线特征会受到星际消光线的影响。在这些情况下要精确的测量W0是不可能的。
威尔逊-巴甫效应也可以用在镁 II K线。但是，镁 II k线的波长是2796.34 Å，这种波长无法抵达地球表面，它只能用紫外线卫星，像是国际紫外线探测者卫星 (IUE)，观测。
在1977年，Stencel发表了第一次的光谱巡天观测，显示较明亮的晚期型恒星K线有宽广的翼，分享了谱线宽和绝对星等有相似于威尔逊-巴甫效应的相互关系。
