Die Baade-Wesselink-Technik oder Baade-Wesselink-Methode ist ein Verfahren in der Astronomie um bei monoperiodisch radial pulsierenden Sternen den Radius und damit indirekt die Entfernung aus spektroskopischen und photometrischen Daten zu bestimmen. Sie ist benannt nach den Astronomen Walter Baade und Adriaan Wesselink, welche die Methode in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts maßgeblich entwickelt haben. Die Baade-Wesselink-Technik ist eine Methode, um die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne zu kalibrieren.
Wenn in zwei Phasen des Pulsationslichtwechsels die gleiche Temperatur gemessen wird, so ist die unterschiedliche Helligkeit eine direkte Folge der Änderung des Radius. Genauer ist der photometrisch gemessene Helligkeitsunterschied proportional zu den Quadraten der Radien zu den beiden Zeitpunkten. Die Radien können als der mittlere Radius des veränderlichen Sterns plus die jeweilige Änderung des Radius abgeleitet aus den spektrographisch gemessenen Radialgeschwindigkeiten, beschrieben werden. Aus dieser Formel kann der mittlere Radius abgeleitet werden, wenn die Geschwindigkeitsgradienten in der Atmosphäre und die Randverdunkelung entsprechend berücksichtigt werden.
Eine weitere Steigerung der Genauigkeit konnte durch die Near-Infrared-Surface-Brightness-Methode erreicht werden. Die Messung im Nahen Infraroten erlaubt eine Kalibrierung der Radien an der Oberflächenhelligkeit von nicht veränderlichen Riesensternen, die aufgrund interferometrischer Messungen naher Sterne mit hoher Genauigkeit bekannt sind. Der Fehler dieser Methode in der Entfernungsbestimmung individueller Cepheiden liegt unterhalb von 6 Prozent.
Eine Variante der Baade-Wesselink-Methode kann auf die expandierende Hülle von Supernovae angewendet werden. In der expandierenden Photosphäre-Methode wird angenommen, dass die in der Frühphase der Eruption die äußere Atmosphäre noch dicht genug ist um in erster Näherung einem schwarzen Körper zu entsprechen. Aus der Radialgeschwindigkeit kann die Expansionsgeschwindigkeit der Sternatmosphäre abgeleitet werden und aus der Änderung der Helligkeit und der Farben die Entfernung zu dem eruptiven Veränderlichen berechnet werden.
