星の真の大きさと見かけの大きさ（視直径）から、セファイドやこと座RR型変光星のような脈動変光星の距離を求める幾何学的方法。年周視差による方法と同じ幾何学的方法なので、宇宙の距離はしごの最も基本的な方法の一つである。アメリカのバーデ（W.Baade）により1926年に提案され、1946年にオランダのウェッセリンク（A.J.Wesselink）により改訂されたのでこの名前がある。

この方法では脈動の1周期にわたる分光観測によって、星の表面の速度変化 $v(t)$ を測定し（$t$ は時間）、

$$\int_{t_0}^{t}v(t)dt=R(t)-R(t_0)=\Delta{R}$$

として半径の変化量 $\Delta{R}$ を求める。一方で対応する1周期での星の視直径の変化 $\Delta\theta$ を求める。星までの距離を $d$ とすると両者の間に $2\Delta{R}=d\Delta\theta$ の関係があることを利用して $d$ を求める方法である。

視直径の変化 $\Delta\theta$ を求めるには二通りの方法がある。一つは星の有効温度を $T_{\rm eff}$ として、星の単位表面積から放射されるフラックスを $F_\lambda(T_{\rm eff}(t))\equiv{F}_\lambda(t)$ と書く。モデル大気あるいはG, K, M型の巨星に対する星の色指数と表面輝度の経験則から $F_\lambda(t)$ を求め、星の明るさ $S_\lambda(t)$ が

$$S_\lambda(t)=\frac{\pi{R(t)^2}F_\lambda(t)}{d^2}=
\frac{\pi\theta(t)^2F_\lambda(t)}{4}$$

で表されることから、$S_\lambda$ の時間変化（光度曲線の振幅）から $\Delta\theta$ を求める。もう一つは高分解能の干渉計観測で直接 $\Delta\theta$ を求める方法である。