Baade-Wesselink metoda je metoda pro určování vzdálenosti k Cepheid , navržená v roce 1926 Walterem Baade a poté vyvinutá Adrianem Wesselinkem v roce 1946 [1] . V původní verzi metody se k určení povrchové jasnosti hvězdy používá barva hvězdy v různých časech během periody pulzace. Poté lze ze známé zdánlivé velikosti a povrchové jasnosti odhadnout zdánlivý úhlový průměr cefeidy. Radiální rychlost hvězdy je také měřena Dopplerovou spektroskopií . To vám umožňuje určit rychlost, jakou se přední část hvězdy pohybuje směrem k nám nebo od nás během cyklu pulsace. Protože rozdíl mezi touto hodnotou a průměrnou rychlostí je derivací poloměru hvězdy, lze změnu poloměru cefeidy odhadnout tímto způsobem. Při porovnání s úhlovým průměrem lze určit vzdálenost k cefeidě. Nyní je možné měřit úhlový průměr pulsující hvězdy pomocí optických interferometrů , což umožňuje přesnější určení průměru hvězdy. Tato nová metoda se také nazývá geometrická Baade-Wesselinkova metoda [2] . Metoda Baade-Wesselink se také používá ke kontrole vzdáleností ke cefeidám získaných jinými metodami, jako je odhad vzdáleností ke cefeidám v otevřených hvězdokupách , a také k nezávislému určení závislosti periody a svítivosti jak v Mléčné dráze , tak v Magellanových oblacích [ 3] .
Fouquet a Gieren v roce 1997 představili variaci Baade-Wesselinkovy metody v infračervené oblasti spektra. Metoda využívala V−K color index k odhadu povrchové jasnosti cefeid, následně byl stanoven úhlový průměr pro každou fázi pulsace, což umožnilo vykreslit závislost úhlového průměru na fázi pulsace. Původní kalibrace vztahu mezi barevným indexem a jasem povrchu používala interferometrická data o úhlových průměrech nepulzujících obrů a nadobří se stejnými barvami, jako mají cefeidy [3] .
Podobnou metodou je metoda expandující fotosféry , kterou lze použít k určení vzdálenosti k supernovám typu II [4] [5]