Baade-Wesselink metoden er en metode til at bestemme afstanden til en Cepheid , foreslået i 1926 af Walter Baade og derefter udviklet af Adrian Wesselink i 1946 [1] . I den originale version af metoden bruges stjernens farve på forskellige tidspunkter i pulsationsperioden til at bestemme stjernens overfladelysstyrke . Ud fra den kendte tilsyneladende størrelse og overfladelysstyrke kan den tilsyneladende vinkeldiameter af Cepheiden estimeres. Stjernens radiale hastighed måles også ved Doppler-spektroskopi .. Dette giver dig mulighed for at bestemme den hastighed, hvormed stjernens forside bevæger sig mod os eller væk fra os under pulsationscyklussen. Da forskellen mellem denne værdi og gennemsnitshastigheden er en afledt af stjernens radius, kan ændringen i Cepheidens radius estimeres på denne måde. Sammenlignet med vinkeldiameteren kan afstanden til Cepheiden bestemmes. Det er nu ved at blive muligt at måle vinkeldiameteren af en pulserende stjerne ved hjælp af optiske interferometre , hvilket muliggør en mere nøjagtig bestemmelse af stjernens diameter. Denne nye metode kaldes også den geometriske Baade-Wesselink metode [2] . Baade-Wesselink-metoden bruges også til at kontrollere afstande til cepheider opnået ved andre metoder, såsom estimering af afstande til cepheider i åbne klynger , samt til selvstændigt at bestemme periode-luminositetsafhængigheden både i Mælkevejen og i de magellanske skyer [ 3] .
Fouquet og Gieren præsenterede i 1997 en variation af Baade-Wesselink-metoden i det infrarøde område af spektret. Metoden brugte V−K farveindekset til at estimere overfladelysstyrken af cepheider, derefter blev vinkeldiameteren bestemt for hver fase af pulsationen, hvilket gjorde det muligt at plotte afhængigheden af vinkeldiameteren af pulsationsfasen. Den oprindelige kalibrering af forholdet mellem farveindeks og overfladelysstyrke brugte interferometriske data om vinkeldiametrene af ikke-pulserende kæmper og supergiganter med de samme farver som Cepheidernes [3] .
En lignende metode er den ekspanderende fotosfæremetode , som kan bruges til at bestemme afstanden til type II supernovaer [4] [5]