关于在几何学的观念，请见“
基面 ”。
基本平面 相关于正常椭圆星系 的有效半径 、平均表面亮度 和中心速度弥散度 ，这三个参数中的任何一个都可以从另外两个来估计，而它们共同描述在三度空间中属于它们内部的一个平面 。
星系的许多特征都有关联性。例如，一如人们所预期的，一个亮度 较高的星系，会有较大的有效半径。当在不知道一个星系的距离时，这些有用的相关性（像是中心速度弥散性-在星系中心谱线的都卜勒宽度）可以与属性相关联，像是亮度，只有在距离已知的星系可以确定。利用这种关联性，可以测量星系的距离，而这是天文学的一个艰钜难题。
下列的关联性是来自对椭圆星系的经验 ：
越大的星系，有效的面亮度越黯淡。数学的说法是：
R
e
∝
⟨
I
⟩
e
−
0.83
±
0.08
{\displaystyle R_{e}\propto \langle I\rangle _{e}^{-0.83\pm 0.08}}
R
e
{\displaystyle R_{e}}
⟨
I
⟩
e
{\displaystyle \langle I\rangle _{e}}
R
e
{\displaystyle R_{e}}
当
L
e
=
π
⟨
I
⟩
e
R
e
2
{\displaystyle L_{e}=\pi \langle I\rangle _{e}R_{e}^{2}}
L
e
∝
⟨
I
⟩
e
⟨
I
⟩
e
−
1.66
{\displaystyle L_{e}\propto \langle I\rangle _{e}\langle I\rangle _{e}^{-1.66}}
⟨
I
⟩
e
∼
L
−
3
/
2
{\displaystyle \langle I\rangle _{e}\sim L^{-3/2}}
越明亮的椭圆星系有越大的新速度弥散度，这称为法贝尔-杰克逊关系 （Faber & Jackson 1976）。分析如下：
L
e
∼
σ
o
4
{\displaystyle L_{e}\sim \sigma _{o}^{4}}
塔利-费舍尔关系 。
如果中心的速度弥散性相关于发光亮度和有效半径，那么中心速度弥散性与有效半径呈现正相关。
当在三度空间
(
log
R
e
,
⟨
I
⟩
e
,
log
σ
)
{\displaystyle \left(\log R_{e},\langle I\rangle _{e},\log \sigma \right)}
log
R
e
{\displaystyle \log \,R_{e}}
0.26
(
⟨
I
⟩
e
/
μ
B
)
+
log
σ
o
{\displaystyle 0.26\,(\langle I\rangle _{e}/\mu _{B})+\log \sigma _{o}}
log
R
e
=
0.36
(
⟨
I
⟩
e
/
μ
B
)
+
1.4
log
σ
o
{\displaystyle \log R_{e}=0.36\,(\langle I\rangle _{e}/\mu _{B})+1.4\,\log \sigma _{o}}
因此通过测良表面亮度和速度弥散性（两者都和观测者和光源的距离无关）这两个物理量，可以估计星系的有效半径（使用Kpc 为测量单位）。当知道有效半径的线性大小，并可以测量角大小，就可以利用小角度近似 很容易地测量出星ˋ与观测者的距离。
早期使用基本平面
D
n
−
σ
o
{\displaystyle D_{n}-\sigma _{o}}
D
n
kpc
=
2.05
(
σ
100
km
/
s
)
1.33
{\displaystyle {\frac {D_{n}}{\text{kpc}}}=2.05\,\left({\frac {\sigma }{100\,{\text{km}}/{\text{s}}}}\right)^{1.33}}
这是由Dressler等人确认的（1987年）。此处
D
n
{\displaystyle D_{n}}
20.75
μ
B
{\displaystyle 20.75\mu _{B}}
Diffuse dwarf ellipticals do not lie on the fundamental plane as shown by Kormendy显示迷散性的矮椭圆星系没有基本平面 (1987)。Gudehus (1991) 发现比
M
V
=
−
23.04
{\displaystyle M_{V}=-23.04}
M
′
{\displaystyle M'}
