A Baade-Wesselink módszer egy cefeidától való távolság meghatározására szolgáló módszer , amelyet 1926-ban Walter Baade javasolt, majd Adrian Wesselink dolgozott ki 1946-ban [1] . A módszer eredeti változatában a csillag színét a pulzációs periódus különböző időpontjaiban használják a csillag felületi fényességének meghatározására . Ezután az ismert látszólagos nagyságból és felületi fényességből megbecsülhető a cefeida látszólagos szögátmérője . A csillag sugárirányú sebességét szintén Doppler-spektroszkópiával mérjük .. Ez lehetővé teszi, hogy meghatározzuk azt a sebességet, amellyel a csillag eleje felénk vagy tőlünk távolodik a pulzációs ciklus során. Mivel ezen érték és az átlagsebesség különbsége a csillag sugarának deriváltja, így a Cefeida sugarának változása becsülhető meg. A szögátmérővel összehasonlítva meghatározható a cefeidától való távolság. Mostanra lehetővé válik egy pulzáló csillag szögátmérőjének mérése optikai interferométerekkel , ami lehetővé teszi a csillag átmérőjének pontosabb meghatározását. Ezt az új módszert geometriai Baade-Wesselink módszernek is nevezik [2] . A Baade-Wesselink módszert más módszerekkel kapott kefeidáktól való távolságok ellenőrzésére is használják, mint például a nyílt klaszterekben lévő kefeidák távolságának becslésére , valamint a periódus-fényesség-függés független meghatározására mind a Tejútrendszerben , mind a Magellán-felhőkben . 3] .
Fouquet és Gieren 1997-ben bemutatták a Baade-Wesselink módszer egy változatát a spektrum infravörös tartományában. A módszer a V−K színindex segítségével becsülte meg a cefeidák felületi fényességét, majd a pulzáció egyes fázisaira meghatároztuk a szögátmérőt, ami lehetővé tette a szögátmérő pulzáció fázisától való függésének ábrázolását. A színindex és a felületi fényesség közötti összefüggés eredeti kalibrálása interferometrikus adatokat használt a nem pulzáló óriások és szuperóriások szögátmérőjére vonatkozóan, a kefeidákkal megegyező színekkel [3] .
Hasonló módszer a táguló fotoszféra módszer , amellyel meghatározható a II-es típusú szupernóvák távolsága [4] [5]