No es habitual que en el GEA se realice prospección de campos estelares con la finalidad específica de hallar nuevas variables. A diferencia de otros programas que desarrollan algunos grupos del extranjero que se limitan a detectar variabilidad, nuestro programa consiste en la identificación y caracterización de nuevas variables, es decir, que no basta con hallar o confirmar que una estrella varía, sino que el trabajo no finaliza hasta tener una curva de luz detallada que permita determinar el tipo de la nueva variable y obtener la máxima información posible de los datos. En pocas palabras, no interesa simplemente el descubrir variables.

Por el momento basta y sobra con las nuevas variables que se detectan mientras se observan las estrellas del programa. No obstante, en ocasiones se utilizan telescopios automáticos para determinar el color y el tipo de variabilidad (si la tienen) de sospechosas: una noche se observan todos los campos con los filtros fotométricos, y una vez se tiene indicación del color de las presuntas variables, a la siguiente ocasión se observan varias veces en modo secuencial a lo largo de toda la noche, para determinar si se trata de variables rápidas o lentas. En una sesión de este tipo fácilmente puede confirmarse la variabilidad de una docena de eclipsantes y pulsantes rápidas, proporcionando trabajo a varios observadores durante meses.

El método utilizado, de seguimiento sistemático de las variables que se confirman, en muchas ocasiones da como fruto la detección de otras variables en el mismo campo, que de otra forma podrían pasar desapercibidas, tales como variables regulares con un período muy próximo a un entero de día, eclipsantes del tipo Algol o variables lentas. También, la mejora de las técnicas de observación da como fruto que cada vez sean más las variables de baja amplitud de variación (centésimas de magnitud) que se descubren.

El número de nuevas variables que se detectan entre las estrellas del fondo, lógicamente es proporcional al número de estrellas visibles y al tamaño del campo. En esto se llevan la palma los telescopios pequeños de corta focal. Como generalmente estas estrellas dan poca señal para ser medidas fotométricamente con pequeñas aberturas, se suelen sumar series de imágenes para ganar precisión, sea en el momento de observar (múltiples poses con seguimiento y acumulación), o bien en el momento de procesar los datos.

Abajo, una muestra bastante representativa de los tipos de variables que suelen ser descubiertas casualmente durante el desarrollo del programa:

Variable inesperada de magnitud 9 que fue descubierta al revisar la fotometría de estrellas débiles de un campo en el que se estaban siguiendo estrellas mucho más brillantes. Telescopio de 8 cm.	La figura muestra la misma variable eclipsante de la izquierda, tras ser observada con un telescopio de 41 cm.
Variable eclipsante de magnitud 13 descubierta mientras se estaba prospectando el campo de una NSV con un telescopio de 41 cm.	Una simple inspección de las observaciones muchas veces basta para detectar nuevas variables. Cada punto corresponde a una medida fotométrica, en tanto que cada banda de puntos corresponde a una noche de observación.
	HD 182844 es una estrella de magnitud 9 y espectro B8-B9 que fue escogida como estrella de comparación para observar una binaria eclipsante. No obstante, resultó ser una minivariable regular con una amplitud de tan sólo 0,033 magnitudes y un período de 23 horas. El tipo de variabilidad aún no está bien establecido. Podría tratarse de una Bp aunque no existe información espectroscópica que lo avale, o tal vez una pulsante lenta azul del tipo 53 Per (SPB).

Variable roja de tipo SR descubierta por casualidad entre las estrellas del fondo mientras se estaba siguiendo otra variable. En el mismo campo también fueron halladas otras dos variables de baja amplitud. Telescopio de 8 cm.

Grup d'Estudis Astronòmics