Продолжение нашего рассказа о методах определения до звёзд.
Вообще здесь вопрос подан несколько упрощённо: по сравнению спектров и яркостей обычно определяют расстояние не до отдельных звёзд, а до их скоплений, сравнивая их с эталонными скоплениями вроде Плеяд или Гиад. Для отдельных звёзд метод тоже работает, но с неприятной погрешностью. Впрочем, это действительно самый простой и самый общеупотребимый метод для тех звёзд, спектр которых мы можем измерить и проанализировать.
Также мы упустили "промежуточный" этап в измерениях расстояний звёзд - метод так называемых групповых параллаксов. Сделал я это сознательно: там довольно сложная геометрия, да к тому же сейчас он практически не используется, так что рассказ имел бы чисто историческое значение. Возможно, как-нибудь расскажу.
