Непосредственной целью наблюдения переменных звезд является возможно более точное определение их блеска в момент наблюдения. Простейший (и в то же время весьма точный) метод определения блеска переменных звезд заключается в сравнении их блеска с блеском звезд сравнения.

Этот метод может осуществляться по способам Арге-ландера, Пиккеринга или Нэйланда—Блажко[1], [3] и др.

Наиболее совершенным из них является способ Нэйланда—Блажко. При наблюдениях переменной звезды по этому способу используют две звезды сравнения: более яркую и более слабую. Интервал блеска между ними делят на то количество степеней, на которое оценивает наблюдатель, пользуясь методом Аргеландера. Так, например, если звезда α на 2 степени ярче β, а последняя на 3 степени ярче у, то записывают α2β3γ. В общем случае будет запись апβту, что соответствует величине интервала между блеском звезд сравнения, равным п + т сте-пеней.

Учащиеся могут приступить к наблюдениям переменных звезд по способу Аргеландера (как наиболее легкому), а затем переключиться на наблюдения по способу Нэйланда — Блажко.