對於河外天體光譜因紅移造成的歪曲在進行光度測量時須加的改正。紅移使得從天體發出的波長為λ1的光譜線在觀測處移至(1+z)λ1，亦即從紅移為z的天體到達觀測者的波長為λ的光，發出時的波長為
或者可表示為λ=(1+
z)λ
1。原來發出時處在波長間隔λ
k1－λ
l1內的輻射，觀測時便處在(1+
z)(λ
k1－λ
l1)間隔內。通過觀測天體的輻射流確定
星等時，總是觀測其某一特定波段范圍內的輻射，以確定某一特定的星等。這樣，在沒有紅移的情況下比較不同天體的這一特定視星等時，所比較的才是同一波段范圍內的輻射。而當比較具有不同z的兩個天體的同一特定視星等時，所比較的實際上是這兩個天體的處在不同波段范圍內的輻射。
對於銀河系天體，紅移一般很小，它的影響可忽略不計。對於河外天體，紅移一般較大，就要考慮紅移對星等測量的影響。因為不同紅移z的天體的光譜受到不同的歪曲，所以在討論熱距離模數mbol－Mbol時，除要考慮星際消光改正項A外，還要再加上一改正項K，即K改正：
mbol－Mbol=m－M－K－A。
式中 m- M是使用響應曲線為 S(λ)的輻射接收系統所得到的距離模數觀測值； K改正的單位為星等，數值為
。
其中第一項是由於紅移後波段展寬而加上的改正；第二項是由於紅移後波段頻移而加上的改正。
I(λ)是波長λ處的入射能流，是在相對於天體靜止的坐標系內，並作瞭望遠鏡接收系統改正和大氣消光改正的。
由於不同類型天體的I(λ)函數形式不同，它們的K改正也不同。1936年，哈勃在假設I(λ)為黑體輻射的前提下，第一次計算瞭K改正。M.L.哈馬遜等人引用斯特賓斯等的觀測，在1956年首次給出瞭K改正的觀測值。