バーデ-ウェッセリンク法
元来のバーデ-ウェッセリンク法では、視直径の変化を求めるのに、光の波長 λ {\displaystyle \lambda } における星の明るさ S λ {\displaystyle S_{\lambda }} と、有効温度 T e f f {\displaystyle T_{eff}} の星表面から放射されるフラックス F λ ( T e f f ( t ) ) {\displaystyle F_{\lambda }(T_{eff}(t))} の関係、
S λ ( t ) = π R ( t ) 2 F λ ( T e f f ( t ) ) d 2 = π θ ( t ) 2 F λ ( T e f f ( t ) ) 4 {\displaystyle S_{\lambda }(t)={\frac {\pi {R(t)^{2}}F_{\lambda }(T_{eff}(t))}{d^{2}}}={\frac {\pi \theta (t)^{2}F_{\lambda }(T_{eff}(t))}{4}}}
によって計算する。
バーデ-ウェッセリンク法の基本式は、時間 t {\displaystyle t} における星の半径 R ( t ) {\displaystyle R(t)} と星の表面の運動速度 v ( t ) {\displaystyle v(t)} から、星の半径の変化量 Δ R {\displaystyle \Delta R} を求める方程式で、
Δ R = R ( t ) − R ( t 0 ) = ∫ t 0 t v ( t ) d t {\displaystyle \Delta R=R(t)-R(t_{0})=\int _{t_{0}}^{t}v(t)dt}
となる。速度は、分光観測によって測定する。
バーデ-ウェッセリンク法を用いて距離を導出するには、星の実半径 R {\displaystyle R} 、視直径 θ {\displaystyle \theta } 、星までの距離 d {\displaystyle d} の間に成り立つ幾何学的な関係、
R d = tan  θ 2 ≈ θ 2 {\displaystyle {\frac {R}{d}}=\tan {\frac {\theta }{2}}\approx {\frac {\theta }{2}}}