Metoda Baade-Wesselink este o metodă de determinare a distanței până la o Cefeidă , propusă în 1926 de Walter Baade și dezvoltată apoi de Adrian Wesselink în 1946 [1] . În versiunea originală a metodei, culoarea stelei în diferite momente în timpul perioadei de pulsație este utilizată pentru a determina luminozitatea suprafeței stelei. Apoi, din mărimea aparentă cunoscută și luminozitatea suprafeței, se poate estima diametrul unghiular aparent al Cefeidei. Viteza radială a stelei este măsurată și prin spectroscopie Doppler . Acest lucru vă permite să determinați viteza cu care partea frontală a stelei se deplasează spre noi sau se îndepărtează de noi în timpul ciclului de pulsație. Deoarece diferența dintre această valoare și viteza medie este o derivată a razei stelei, modificarea razei Cefeidei poate fi estimată în acest fel. În comparație cu diametrul unghiular, distanța până la Cefeid poate fi determinată. Acum devine posibil să se măsoare diametrul unghiular al unei stele care pulsa folosind interferometre optice , permițând o determinare mai precisă a diametrului stelei. Această nouă metodă este numită și metoda geometrică Baade-Wesselink [2] . Metoda Baade-Wesselink este, de asemenea, utilizată pentru a verifica distanța față de Cefeide obținute prin alte metode, cum ar fi estimarea distanțelor față de Cefeide în clustere deschise , precum și pentru a determina independent dependența dintre perioada și luminozitatea atât în Calea Lactee , cât și în Norii Magellanic . 3] .
Fouquet și Gieren au prezentat în 1997 o variație a metodei Baade-Wesselink în regiunea infraroșu a spectrului. Metoda a folosit indicele de culoare V−K pentru a estima luminozitatea suprafeței cefeidelor, apoi a fost determinat diametrul unghiular pentru fiecare fază a pulsației, ceea ce a făcut posibilă reprezentarea grafică a dependenței diametrului unghiular de faza pulsației. Calibrarea originală a relației dintre indicele de culoare și luminozitatea suprafeței a folosit date interferometrice privind diametrele unghiulare ale giganților și supergiganților nepulsatori cu aceleași culori ca cele ale Cefeidelor [3] .
O metodă similară este metoda expansiunii fotosferei , care poate fi utilizată pentru a determina distanța până la supernovele de tip II [4] [5]