• а) По светимости ярчайших звёзд, которая в свою очередь определяется по их спектральному классу. Для молодых рассеянных скоплений ярчайшими являются голубые сверхгиганты класса $\mathbf{O}$ или $\mathbf{B}$ , для шаровых красные гиганты.
  • б) По диаграмме «звёздная величина спектр (или цвет)», совмещая положение главной последовательности на этой диаграмме с её положением на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, построенной для скоплений (или отдельных звёзд) с известным расстоянием.
    • в) По цефеидам (если они наблюдаются в скоплении).

Реже используются менее точные методы (не предполагается, что участники Олимпиады дадут эти ответы, однако мы приводим их здесь «для общего развития»):

• г) По видимым угловым размерам скоплений, считая их линейные размеры примерно одинаковыми (они известны для скоплений с измеренными расстояниями).
• д) Для шаровых скоплений в других галактиках хорошо «работает» метод, основанный на измерении интегральной звёздной величины ярчайших скоплений в данной галактике и оценки модуля расстояния по их известной светимости.
• 2. (А.В. Засов.) Координаты данной звезды это координаты Солнца в точке летнего солнцестояния. Следовательно, звезда находится на эклиптике. Плоскость эклиптики не меняется со временем, так что звезда всегда будет на эклиптике.

Точка весеннего равноденствия, от которой отсчитывается $\alpha$ , совершает обход эклиптики за 26000 лет навстречу годовому движению Солнца, то есть $\alpha$ всех звёзд растёт. Поэтому через четверть периода прецессии (6500 лет) звезда будет иметь $\alpha = 6 + 6 = 12$ часов. Точка на эклиптике с таким $\alpha$ – это точка осеннего равноденствия.

$\alpha = 12$ часов, $\delta = 0^{\circ}$ .