El método Baade-Wesselink es un método para determinar la distancia a una Cefeida , propuesto en 1926 por Walter Baade y luego desarrollado por Adrian Wesselink en 1946 [1] . En la versión original del método, el color de la estrella en varios momentos durante el período de pulsación se usa para determinar el brillo de la superficie de la estrella. Luego, a partir de la magnitud aparente conocida y el brillo de la superficie, se puede estimar el diámetro angular aparente de la cefeida. La velocidad radial de la estrella también se mide mediante espectroscopia Doppler . Esto le permite determinar la velocidad a la que el frente de la estrella se mueve hacia nosotros o alejándose de nosotros durante el ciclo de pulsación. Dado que la diferencia entre este valor y la velocidad promedio es una derivada del radio de la estrella, el cambio en el radio de la Cefeida se puede estimar de esta manera. Cuando se compara con el diámetro angular, se puede determinar la distancia a la Cefeida. Ahora es posible medir el diámetro angular de una estrella pulsante utilizando interferómetros ópticos , lo que permite una determinación más precisa del diámetro de la estrella. Este nuevo método también se denomina método geométrico de Baade-Wesselink [2] . El método de Baade-Wesselink también se utiliza para comprobar distancias a Cefeidas obtenidas por otros métodos, como la estimación de distancias a Cefeidas en cúmulos abiertos , así como para determinar de forma independiente la dependencia periodo-luminosidad tanto en la Vía Láctea como en las Nubes de Magallanes [ 3] .
Fouquet y Gieren en 1997 presentaron una variación del método Baade-Wesselink en la región infrarroja del espectro. El método utilizó el índice de color V−K para estimar el brillo superficial de las Cefeidas, luego se determinó el diámetro angular para cada fase de la pulsación, lo que permitió graficar la dependencia del diámetro angular con la fase de la pulsación. La calibración original de la relación entre el índice de color y el brillo de la superficie utilizó datos interferométricos sobre los diámetros angulares de gigantes y supergigantes no pulsantes con los mismos colores que los de las Cefeidas [3] .
Un método similar es el método de la fotosfera en expansión , que se puede utilizar para determinar la distancia a las supernovas de tipo II [4] [5]