变星是天文爱好者重要的观测对象。一般爱好者观测变星主要采用目视观测的方法，亮于6等的变星可以直接用肉眼观测；棱镜双筒镜可以用来观测7.5等～8.5等的变星；口径8厘米～10厘米的小望远镜可用于观测10等～12等的变星。
变星观测最基础的工作是确定它们的亮度，目视观测变星时确定变星亮度的方法有三种：内插法、分级法和分级—内插法。无论使用三种方法中的哪一种，都需要选择一些亮度稳定的恒星作为“比较星”，把变星的亮度与比较星的亮度进行比较，从而估测出变星的星等。
内插法，又称皮克林法，较为简便。在将要测定的变星v附近选两颗亮度稳定的比较星，一颗a比v亮一些，另一颗b比v暗一些，观测者想象将a和b之间的亮度差分为10等分；观测v、a和b并比较它们的亮度。如果变星v的亮度恰在比较星a、b的中间，则变星的亮度估测就可以记为a5v5b。如果变星v的亮度比a星暗3等分，比b星亮7等分，亮度估测就记作a3v7b，……；如果变星v的亮度和比较星的亮度相同，比如和a星一样亮，亮度估测可记作v=a。然后，可以依据亮度估测和比较星的星等，用内插法计算出变星的星等。例如比较星a的星等是4.32等，比较星b的星等是5.18等，亮度估测是a3v7b，于是可以算得变星v的星等为4.32等+3/10（5.18－4.32）等＝4.58等，或5.18等－7/10（5.18－4.32）等＝4.58等。
分级法，又称阿格兰德法。用此法观测变星，即在将要测定的变星v附近选两颗亮度稳定的比较星a和b，然后反复观测、比较变星和比较星的亮度，如果观测发现比较星a和变星v的亮度相同，变星的亮度估测记为a=v。如果初看比较星a的亮度好像和变星v的相同，反复看去，觉得比较星比变星亮，意味着a比v亮1级，亮度估测就记作a1v。反复比较观测，觉得比较星a总比变星v亮，说明a比v亮2级，亮度估测记作a2v。经反复比较观测，觉得比较星a明显比变星v亮，说明a比v亮3级，记作a3v。如果初看比较星a就明显比变星v亮，那么a就要比v亮4级，记作a4v，……
然后观测比较星b和变星v，如果v比b亮，用同样的方法反复观测比较后记录下亮度估测如v1b、v2b ……。如果b和v亮度相同，就记作v=b。
如果比较星a的星等是3.53等，比较星b的星等是4.24等，亮度估测是a2v，v1b，计算时应先算出1级对应的星等数：因为a比v亮2级，v比b亮1级，所以a比b亮3级；而a和b之间的星等差是4.24等－3.53等＝0.71等，可以算出1级对应的星等数为0.71÷3＝0.237等。于是变星v的星等为 3.53等+2×0.237等＝4.00等，或4.24等－1×0.237等＝4.00等。
经过长期大量的观测训练，观测者估测亮度的单位级差——1级对应的星等数会趋于稳定，有人统计研究的结果是平均约为0.1等。另外，估测的等级还可以加入0.5级，如a1.5v等等。如果两颗比较星都比变星亮，上述分级观测方法依然有效。
分级-内插法，又称尼兰德－布拉日哥法，是熟练观测者观测变星常用的方法。观测者先用分级法估测比较星之间的亮度差，然后再利用内插法估测变星的亮度。初涉变星观测的爱好者，可以先从内插法、分级法入手，取得经验后再使用分级-内插法。
为了在观测时对比方便，比较星的位置应尽可能地靠近将要测定的变星。对于不同的颜色，人眼的敏感程度是不相同的，红色的星看上去会感觉暗一些，而蓝色的星看上去会感觉亮一些。了减少由于颜色的差异而引入的观测误差，比较星的颜色应尽可能与变星的一致或相近。因为亮度差较大时比亮度差较小时亮度估测的精度会降低，所以应选择亮度和变星亮度接近的恒星做比较星。为了更加准确地估测变星亮度，比较星可以尽量地多挑选几颗，每两颗为一组，分别将每组与待测变星作对比观测，然后再求出所有各组的平均值作为最终的结果。选取比较星既要选取一些比变星亮的，也要选取一些比变星暗的，以便三种方法都可以派上用场。
观测时，应把变星和比较星置于望远镜的视场中心附近。如果望远镜视场太小，不能在视场中心附近同时看到它们，就应来回移动望远镜，把变星和比较星分别放到视场中心来观测比较。估测亮度时，不要同时注视变星和比较星或者斜视着它们，而应分别直视着它们来估测。
为了能够获取较为完整的变光资料，应在变星亮度急剧变化的前后增大观测密度。比如食变星（请参考附录《主要变星表》http://wenku.baidu.com/view/89f5ff58804d2b160b4ec0e0.html）在亮度极小的前后亮度变化很快，应每隔1分钟或几分钟就观测一次，而在其他时段，一夜只需观测一到两次。短周期造父变星的光変周期为0.05日～1.0日，应当多安排一些观测次数，尤其是在亮度开始增大的时段，每隔1分钟或3～5分钟就应观测一次。长周期造父变星的光変周期为1日～50日，可以一夜观测一次或几天观测一次。光変周期为80日～1000日的长周期变星的亮度变化很慢，每隔几天或更长时间观测一次即可。对于新星或超新星这类变星的观测，应视需要确定合适的观测密度。
变星观测最基础的工作是确定它们的亮度，目视观测变星时确定变星亮度的方法有三种：内插法、分级法和分级—内插法。无论使用三种方法中的哪一种，都需要选择一些亮度稳定的恒星作为“比较星”，把变星的亮度与比较星的亮度进行比较，从而估测出变星的星等。
内插法，又称皮克林法，较为简便。在将要测定的变星v附近选两颗亮度稳定的比较星，一颗a比v亮一些，另一颗b比v暗一些，观测者想象将a和b之间的亮度差分为10等分；观测v、a和b并比较它们的亮度。如果变星v的亮度恰在比较星a、b的中间，则变星的亮度估测就可以记为a5v5b。如果变星v的亮度比a星暗3等分，比b星亮7等分，亮度估测就记作a3v7b，……；如果变星v的亮度和比较星的亮度相同，比如和a星一样亮，亮度估测可记作v=a。然后，可以依据亮度估测和比较星的星等，用内插法计算出变星的星等。例如比较星a的星等是4.32等，比较星b的星等是5.18等，亮度估测是a3v7b，于是可以算得变星v的星等为4.32等+3/10（5.18－4.32）等＝4.58等，或5.18等－7/10（5.18－4.32）等＝4.58等。
分级法，又称阿格兰德法。用此法观测变星，即在将要测定的变星v附近选两颗亮度稳定的比较星a和b，然后反复观测、比较变星和比较星的亮度，如果观测发现比较星a和变星v的亮度相同，变星的亮度估测记为a=v。如果初看比较星a的亮度好像和变星v的相同，反复看去，觉得比较星比变星亮，意味着a比v亮1级，亮度估测就记作a1v。反复比较观测，觉得比较星a总比变星v亮，说明a比v亮2级，亮度估测记作a2v。经反复比较观测，觉得比较星a明显比变星v亮，说明a比v亮3级，记作a3v。如果初看比较星a就明显比变星v亮，那么a就要比v亮4级，记作a4v，……
然后观测比较星b和变星v，如果v比b亮，用同样的方法反复观测比较后记录下亮度估测如v1b、v2b ……。如果b和v亮度相同，就记作v=b。
如果比较星a的星等是3.53等，比较星b的星等是4.24等，亮度估测是a2v，v1b，计算时应先算出1级对应的星等数：因为a比v亮2级，v比b亮1级，所以a比b亮3级；而a和b之间的星等差是4.24等－3.53等＝0.71等，可以算出1级对应的星等数为0.71÷3＝0.237等。于是变星v的星等为 3.53等+2×0.237等＝4.00等，或4.24等－1×0.237等＝4.00等。
经过长期大量的观测训练，观测者估测亮度的单位级差——1级对应的星等数会趋于稳定，有人统计研究的结果是平均约为0.1等。另外，估测的等级还可以加入0.5级，如a1.5v等等。如果两颗比较星都比变星亮，上述分级观测方法依然有效。
分级-内插法，又称尼兰德－布拉日哥法，是熟练观测者观测变星常用的方法。观测者先用分级法估测比较星之间的亮度差，然后再利用内插法估测变星的亮度。初涉变星观测的爱好者，可以先从内插法、分级法入手，取得经验后再使用分级-内插法。
为了在观测时对比方便，比较星的位置应尽可能地靠近将要测定的变星。对于不同的颜色，人眼的敏感程度是不相同的，红色的星看上去会感觉暗一些，而蓝色的星看上去会感觉亮一些。了减少由于颜色的差异而引入的观测误差，比较星的颜色应尽可能与变星的一致或相近。因为亮度差较大时比亮度差较小时亮度估测的精度会降低，所以应选择亮度和变星亮度接近的恒星做比较星。为了更加准确地估测变星亮度，比较星可以尽量地多挑选几颗，每两颗为一组，分别将每组与待测变星作对比观测，然后再求出所有各组的平均值作为最终的结果。选取比较星既要选取一些比变星亮的，也要选取一些比变星暗的，以便三种方法都可以派上用场。
观测时，应把变星和比较星置于望远镜的视场中心附近。如果望远镜视场太小，不能在视场中心附近同时看到它们，就应来回移动望远镜，把变星和比较星分别放到视场中心来观测比较。估测亮度时，不要同时注视变星和比较星或者斜视着它们，而应分别直视着它们来估测。
为了能够获取较为完整的变光资料，应在变星亮度急剧变化的前后增大观测密度。比如食变星（请参考附录《主要变星表》http://wenku.baidu.com/view/89f5ff58804d2b160b4ec0e0.html）在亮度极小的前后亮度变化很快，应每隔1分钟或几分钟就观测一次，而在其他时段，一夜只需观测一到两次。短周期造父变星的光変周期为0.05日～1.0日，应当多安排一些观测次数，尤其是在亮度开始增大的时段，每隔1分钟或3～5分钟就应观测一次。长周期造父变星的光変周期为1日～50日，可以一夜观测一次或几天观测一次。光変周期为80日～1000日的长周期变星的亮度变化很慢，每隔几天或更长时间观测一次即可。对于新星或超新星这类变星的观测，应视需要确定合适的观测密度。
