Metoda ta polega na porównywaniu jasności gwiazdy zmiennej z jasnością bliskiej gwiazdy o stałej jasności (gwiazdy porównania). Oznaczmy przez „v” jasność gwiazdy zmiennej, a przez „a” jasność gwiazdy porównania. Jeżeli przy porównywaniu jasności gwiazd a i v nie potrafimy zdecydować, która z nich jest jaśniejsza lub wydaje nam się, iż raz jedna, a raz druga jest jaśniejsza, to wtedy uznajemy, że gwiazda zmienna ma taką samą jasność jak gwiazda porównania i taką obserwację zapisujemy jako: a0v.

Jeżeli przy porównywaniu jasności gwiazd a i v częściej wydaje nam się iż gwiazda a jest jaśniejsza od v to możemy powiedzieć, że gwiazda a jest o 1 stopień jaśniejsza od gwiazdy v, co zapisujemy jako: a1v.

Jeżeli zaś v jest o 1 stopień jaśniejsza od a to piszemy: v1a.

Jeśli po nieco dłuższej obserwacji widzimy, że gwiazda a jest zdecydowanie jaśniejsza od v, to mówimy że gwiazda a jest o dwa stopnie jaśniejsza od gwiazdy v, czyli: a2v.

Jeżeli zaś po krótkiej chwili widzimy, że gwiazda a jest wyraźnie jaśniejsza od v, to różnica w stopniach wyniesie trzy: a3v.

Jeżeli zaś różnica w jasności jest widoczna niemal od razu, wtedy różnica jasności w stopniach wynosi cztery: a4v.

Ogólną ocenę jasności w stopniach możemy zapisać jako anv, gdzie n jest liczbą stopni odzwierciedlającą różnicę jasności między gwiazdami.

Analogicznie postępujemy, gdy zmienna jest jaśniejsza od gwiazdy porównania. Większe różnice jasności odpowiadałyby kolejnym wartościom stopni, czyli n=5, 6, 7.

Jednakże wraz ze wzrostem różnicy jasności dokładność tej metody maleje, gdyż zwiększa się wartość stopnia oceny jasności (liczonego w wielkościach gwiazdowych). Dlatego przy obserwacjach tą metodą nie należy porównywać gwiazd, których różnica jasności przekracza 4 lub 5 stopni. Podobne oceny wykonujemy również dla innych gwiazd porównania, które możemy oznaczyć kolejnymi literami alfabetu, na przykład: b2v , v3c, itd.

Dysponując poszczególnymi ocenami jasności, możemy utworzyć dwustronną ocenę jasności zmiennej, co pozwoli potem na wyliczenie jej jasności, np. a1v2b. Ogólnie możemy zapisać: amvnb, gdzie a jest jaśniejszą gwiazdą porównania niż zmienna, a b słabszą gwiazdą porównania niż zmienna, a m i n wartościami stopni odpowiednich różnic.

Znając jasności gwiazd porównania w wielkościach gwiazdowych, możemy wyliczyć jasność zmiennej korzystając ze wzoru: v=(m*b+a*n)/(m+n). W przypadku oceny v0a mamy oczywiście v=a.

Postępując tak ze wszystkimi użytymi gwiazdami porównania, otrzymamy ciąg jasności ocenianej gwiazdy zmiennej (v1, v2, v3,…). Biorąc średnią ze wszystkich wyliczonych jasności, otrzymujemy dobre przybliżenie do jasności gwiazdy zmiennej w wielkościach gwiazdowych. Argelandera metoda gwiazdy zmienne