光变巡天
光变恒星最初是通过人们简单地仰望夜空并注意到某颗恒星自上次观察以来其亮度发生了变化而被注意到的。后来，天文学家当然开始使用望远镜来观察天空，因此可以更详细地研究变星，看到更暗的变星，从而发现更多的变星。随后开始了天体摄影，相机和摄影底片被安装在望远镜上，以便找到更多更暗的变星，并且从照片中获得更准确的亮度变化的测量。自1980年代中期以来，望远镜上的相机越来越多地使用称为CCD（电荷耦合器件）的光敏电子设备。天文CCD与您的数码相机或手机中的芯片类似，但往往更大且更敏感。当一个光子击中CCD时，它会从硅片的一个元素（一个像素）中释放电子。这些电子沿着硅阵列排列，并作为构成数字图像的一系列数字读出。
如今，大型CCD相机可以安装在专门设计用于快速扫描广阔天空区域的望远镜上，从而允许进行系统的光变巡天。事实上，在过去的十年或二十年里，已经设计并建造了许多不同的光变巡天项目，并且未来还会有更多。每个这样的巡天都会创建天空的“电影”，可以通过计算机快速分析以查找和测量变星。天文学过去主要是研究有趣的天体，而现在多时刻的新巡天通过制作“天空电影”产生了惊人的新科学成果，通过检测像SDU网站上描述的变星和瞬变源，例如脉冲星、食双星、新星和超新星等。天文学已经进入了时域。
为了探测和测量光变，一幅数字图像扫描了天空特定部分。亮度中的峰被识别并记录为天体。每个天体的亮度是通过求和周围的电子数来测量的。当在不同时间（时期）拍摄额外图像时，可以跟踪天体的亮度，并在它是光变时检测到亮度的变化。
下面是一个动态GIF，展示了球状星团Messier 3的一部分，其中包含了在不同时间拍摄的4张图片。大多数天体不会光变，但有少数几个明显随时间变化其亮度。大多数变星是天琴座RR型变星，它们由于其温度比这个星团中的其他大多数恒星更高，所以倾向于呈现蓝色。
下面，我们概述了一些主要的多时刻测光巡天，可用于检测光变的天体。
SDSS
新千年伊始， 斯隆数字化巡天 （SDSS）使用了一种宽视场扫描相机，该相机通过5种不同的颜色滤镜同时拍摄图像，首次制作了大规模的天空数字彩色图像，最终绘制了大部分北天空。SDSS检测到的天体最暗可达大约22等，比人眼能看到的亮度暗一百万倍以上。
SDSS还制作了天空的首个大面积彩色“电影”。在他们称之为“Stripe 82”的天区。SDSS在十年间重复拍摄了同一片天空条带（290平方度，约为满月大小的1500倍）60多次，为许多大型光变研究提供了条件。
在后期阶段，SDSS完全专注于为在原始图像中发现的数百万颗恒星、星系和类星体获取光谱学数据。
Pan-STARRS
在2010至2014年间，Pan-STARRS1（PS1）巡天使用位于毛伊岛Haleakala山顶附近的直径1.8米的望远镜，用5种颜色覆盖了75%的天空。一个巨大的数字相机，拥有近14亿像素，每晚扫描约1000平方度的天空（约为满月大小的5000倍，但只约占整个天空的四十分之一）。在为期3年的巡天期间，天空的每个部分大约被独立拍摄12次。PS1观测到的天体最暗可达大约23等。
Zwicky Transient Facility
Zwicky Transient Facility（ZTF）使用大型、快速读出的CCD摄像头和一种特殊的经典设计，即位于加利福尼亚州帕洛马山的施密特望远镜。ZTF在三种不同的滤光片中重复成像约75%的天空。ZTF观测到的天体最暗可达大约22等，并且在其大部分区域进行了100多次观测。
SDU项目的大多数光学光变曲线和光谱是由ZTF获得，并作为时间域光谱调查（TDSS；见下文）的一部分进行分析。
ASAS-SN
使用分布在南非、智利、德克萨斯和夏威夷的20台小型（14厘米）望远镜，对超新星进行的全天自动巡天（ASAS-SN）大约每5天覆盖一个特定季节的整个天空，观测到的天体亮度可达大约17等。
Catalina Sky Survey
Catalina Sky Survey（CSS）主要使用位于图森附近的Santa Catalina 山的3台望远镜，可以观测暗达19星等的天体。
Legacy Survey of Space and Time
预计将于2023年左右开始的最大规模变星巡天是位于智利的维拉·鲁宾天文台的Legacy Survey of Space and Time (LSST)。该巡天预计将持续10年，能够每三个晚上扫描整个可见的南半球天空。使用直径8.4米的望远镜，LSST将能够观测到亮度约为24等的天体，并向公众提供大量的瞬变源和变星的数据流。
TDSS
时间域光谱巡天（TDSS）利用斯隆数字化巡天（SDSS）的多纤维光谱仪功能，通过比较SDSS和PS1的星等，获得了10万多个预选亮度约为21等的光变天体的光谱。这些光谱显示，大约三分之一的变星是恒星，三分之二是类星体。