Metoda Nijlanda-Błażki do obserwacji gwiazd zmiennych, będącą połączeniem metod Pickeringa i Argelandera. Posługując się metodą NB, wybieramy najpierw porównania (oznaczane jako a i b) – jedną jaśniejszą a drugą słabszą od ocenianej gwiazdy zmiennej (v). Następnie oceniamy różnicę jasności między jedną z gwiazd porównania (z reguły wybieramy tę, której jasność jest bliższa jasności zmiennej), a gwiazdą zmienną w stopniach stosując kryteria oceny metody Argelandera.
Następnie dokonujemy oceny stosunku różnic (interwałów) jasności między zmienną, a obydwoma gwiazdami porównania. Zatem jeżeli obserwator ocenił różnicę jasności a-v na dwa stopnie, a stosunek różnic jasności v-b i a-v na trzy do jednego, to ocenę dwustronną dla tej obserwacji zapisujemy jako a2v6b.
Postępując analogicznie z kilkoma parami gwiazd porównania i korzystając ze wzorów podanych przez Argelandera, uzyskujemy jasność badanej gwiazdy zmiennej.
Metoda NB daje najdokładniejsze wyniki gdy różnica jasności między gwiazdami porównania nie jest zbyt duża. W przypadku dużej różnicy jasności, możemy ograniczyć się do oceny tylko stosunku różnic jasności pomiędzy gwiazdą zmienną a gwiazdami porównania.
Przykład – mamy trzy gwiazdy porównania. Dwie są jaśniejsze od zmiennej, a=8.2, b=8.3, i jedna słabsza, c=8.8. Oceny jasności uzyskane metodą Argelandera wynoszą a4v i b2v. Stosunki różnic jasności a-v i b-v do v-c wyniosły z kolei a1v2c i b2v3c, odpowiednio. Zatem oceny dwustronne będą wyglądały następująco: a4v8c i b4v6c. Obliczone jasności zmiennej wynoszą więc odpowiednio va,c=8.4 i vb,c=8.5, a średnia jasność gwiazdy zmiennej vśr=8.45.
