Se trata de un tipo muy numeroso de variables. Como generalmente son estrellas gigantes y supergigantes de espectro M resultan visibles a grandes distancias, lo cual favorece el que el número de conocidas sea elevado. Por otra parte, el empleo cada vez más generalizado de las cámaras CCD hace que con mayor frecuencia se descubran nuevas SR de baja amplitud de variación, las denominadas SARVs (small-amplitude red variables), caracterizadas por ser gigantes de tipo M que pulsan con pequeña amplitud (<2,5 mag) y con períodos entre 20 y 200 días. Se consideran parte de una secuencia de variables rojas que se extienden desde las denominadas estrellas Sigma Librae (períodos de 10 a 20 días y amplitudes sobre 0,1 mag) hasta las miras. A lo largo de esta secuencia de estrellas rojas, la incidencia de variabilidad, el período y la amplitud tiende a incrementarse cuanto más evolucionado es el tipo espectral, aunque la correlación no es exacta.

Al principio las SR no fueron tenidas en cuenta en el programa del OED y del GEA de identificación y caracterización de nuevas variables. Sin embargo, ante el gran número de variables rojas que se detectaban (sólo en las pruebas previas del ASVSP se descubrió medio centenar) se decidió en determinados casos el seguimiento fotométrico de las más brillantes. Actualmente, más del 60% de las nuevas variables halladas en el desarrollo del programa se corresponde a variables de este tipo. 

La SR más brillante del cielo es Betelgeuse o Alfa Orionis, que varía con un período de 5,7 años junto con períodos superpuestos de unos 300 y 150 días, perteneciendo a la subclase SRc, a la que también pertenecen Alfa Sco y Alfa Her. La figura muestra una imagen del Betelgeuse, la estrella más brillante, junto con Rigel, de la constelación de Orión, tomada con el telescopio espacial Hubble.  El tamaño de la estrella es tan grande (mayor que el diámetro de la órbita de Júpiter) que el telescopio espacial puede ver realmente el disco estelar, en el que se aprecia una enorme mancha brillante cuya temperatura es unos 2.000 grados superior que la de la fotosfera circundante.

A continuación se muestran curvas de luz de algunas nuevas SR identificadas por el GEA. 

	Esta variable, situada en la constelación de Eridano, no muy lejos de Beta Orionis, constaba como sospechosa de ser una eclipsante. Las observaciones del GEA, en colaboración con el US Naval Observatory (USNO), permitieron hallar que en realidad se trata de una SR con un período aún por definir pero que está sobre los 100 días. Además la estrella es una fuente de rayos infrarrojos detectada por el satélite IRAS.
	BD +32°0599 fue descubierta casualmente por el GEA-OED mientras se realizaban observaciones de una nueva eclipsante. Resulta curioso que esta variable relativamente brillante y con una amplitud de variación que puede llegar hasta 1 mag no fuera detectada con anterioridad.
	Otra nueva RS descubierta en la constelación de Ofiuco (Colaboración GEA-USNO 1977).
	Aunque era una sospechosa de variabilidad, de esta variable se ignoraba prácticamente todo, salvo que también es una fuente IRAS. Estas observaciones permitieron determinar que se trata de una SR de magnitud 9 con una amplitud cercana a 1 mag (GEA 1997).

Esta es otra nueva SR detectada por el GEA. La figura de arriba representa las observaciones obtenidas por orden cronológico. La figura de abajo muestra los mismos datos pero representados con un período de 49 días.

La variable mostrada aquí parece ser una nueva SRd de tipo espectral G5, pero que aún no ha podido ser tipificada adecuadamente ya que presenta características propias de otros tipos de variables. Estas observaciones fueron fruto de la colaboración GEA-USNO 1997-98.
NSV 08156 es otra nueva SRd de tipo espectral K, una amplitud de 0,8 mag con un período de unos 40 días (GEA-1996).
Variable descubierta independientemente por el satélite HIPPARCOS y por el GEA. Mientras los analistas del HIPPARCOS se aprestaron a publicar los datos sin indicar el tipo, con las observaciones del GEA pudo determinarse que en realidad es una SR de baja amplitud con un período de 26 días. Además, la regularidad de estas variaciones sugiere que podría tratarse de un sistema doble con un período de 53 días. Arriba se muestran cronológicamente las observaciones y abajo se da la curva de fase para el citado período.

Grup d'Estudis Astronòmics