Po wyjściu z kolumn MBP obiekt jest mierzony przez detektory systemu RVS. Używa on również systemu SM, ale ostateczna selekcja obiektów do spektrometrii jest wykonywana autonomicznie z uwzględnieniem pomiarów z systemów ASTRO oraz MBP/RP.
Spektrometr RVS służy do uzyskiwania danych spektralnych w zakresie 847 - 874 nm. Pozwala to na oszacowanie szybkości radialnych (wzdłuż kierunku widzenia) na podstawie pomiarów przesunięć dopplerowskich linii spektralnych w spektrogramach obiektów o jasności do 17 mag (100 - 150 mln gwiazd). Dane te uzupełniają pomiary systemu ASTRO, mają decydujące znacznie dla badań kinematycznej i dynamicznej historii Drogi Mlecznej. Ponadto RVS umożliwia dalsze wyprowadzenie szeregu parametrów astrofizycznych. Może on prowadzić obserwacje w polach gwiazd o gęstości do 36 000 obiektów na stopień kwadratowy. Pod koniec misji nominalnej rozdzielczość spektralna osiągnie wartość R=11 500. Dokładność pomiarów szybkości radialnych wynosi od 15 km/s dla gwiazd słabych (do 17 mag) do 1 km/s lub lepiej dla gwiazd jasnych. Tym samym dane te dramatycznie poprawią zrozumienie Drogi Mlecznej. Pozwolą na oszacowanie potencjału grawitacyjnego i rozmieszczenia ciemnej materii, zmapowanie struktury spiralnej, rozróżnienie i scharakteryzowanie poszczególnych populacji gwiazd, zrekonstruowanie historii akrecji materii w halo galaktycznym i przetestowanie teorii hierarchicznego formowania się galaktyk. Z uwzględnieniem czasu martwego każdy obiekt jest obserwowany około 40 razy podczas misji nominalnej. Wielokrotne obserwacje są idealne do wykrywania układów podwójnych i wielokrotnych. Dla kilku procent spośród tysięcy układów zaćmieniowych możliwe jest precyzyjne wyznaczenie masy i promieni ich składników. Możliwe jest równierz śledzenie ruchów radialnych zewnętrznych warstw gwiazd zmiennych pulsujących (cefeid, gwiazd typu LL Lyrae i Mira). Krzywe pulsacji są otrzymywane dla gwiazd o jasności większej od 14 mag. Szybkości radialne są również używane do korekty parametrów astrometrycznych bliskich gwiazd o dużym ruchu własnym, poprzez oszacowanie "przyspieszenia zależnego od perspektywy". Zakres spektralny RVS został dobrany tak, aby obejmował szczyt rozkładu energii gwiazd typów spektralnych G i K, będących najczęstszymi celami pomiarów. Dla tych starych gwiazd zakres spektralny RVS obejmuje (obok słabych linii emisyjnych Fe, Si i Mg) trzy silne linie zjonizowanego wapnia (849.8, 854.2 i 855.2 nm). Linie tego trypletu pozwalają na wyznaczenie szybkości radialnych, nawet przy zmniejszonym stosunku sygnału do szumu. W przypadku gwiazd młodych spektrogramy RVS obejmują słabe linie emisyjne CaII, HeI, HeII i NI, ale są zdominowane przez linię Paschena wodoru. Ponadto zakres 847 - 874 nm pozwala na określenie wielu parametrów gwiazd i ośrodka międzygwiazdowego. Uzupełnia to pomiary fotometryczne i pozwala na ulepszenie klasyfikowania zaobserwowanych obiektów. RVS przyczynia się do określania wielu parametrów atmosfer gwiazd, zwłaszcza temperatury efektywnej, ciążenia powierzchniowego i zawartości pierwiastków ciężkich. Zawartości najważniejszych pierwiastków ciężkich, takich jak Ca, Mg i Si są szacowane dla gwiazd o jasnościach większych od 12 mag. Jest to wiele milionów obiektów. Znacznie poprawia to wiedzę na temat historii chemicznej Galaktyki (historii wzbogacania jej w pierwiastki ciężkie). Określany jest ponadto szereg parametrów istotnych dla fizyki gwiazd, takich jak tempo rotacji, aktywność chromosfery i tempo utraty masy. Rejestracja emisji w paśmie rozproszonej emisji międzygwiazdowej (Diffuse Interstellar Band - DIB) 862 nm pozwala natomiast na opracowanie trójwymiarowej mapy poczerwienienia obiektów tła na skutek działania materii międzygwiazdowej.