Para a aquisição de imagens, o projeto BRASS conta atualmente com duas estações em Minas Gerais (o Observatório Wykrota , do CEAMIG, na Serra da Piedade, e o Observatório Robótico CEAMIG-REA , em Belo Horizonte), e uma estação em São Paulo (o Observatório Orion-REA , na cidade de Mairinque, a uma hora da cidade de SP). O equipamento usado nas três estações é similar e padronizado: telescópios Meade LX-200 de 12 polegadas de abertura e relação focal f/10, trabalhando com redutores focais f/3.3; câmeras CCD SBIG ST-7E e ST7XME ; e acessórios diversos, incluindo rodas de filtros UBVRI. Na operação, além de softwares comerciais em ambiente Windows, usa-se para a otimização dos processos de aquisição o software TAO, de Paulo Holvorcem , além dos scripts para a automação desenvolvidos por Cristóvão Jacques.

Uma sessão típica de observação poderá produzir até cerca de 500 imagens FITS de galáxias, dependendo, é claro, das condições meteorológicas durante cada noite específica. O tempo de integração para cada imagem é geralmente de 45 ou de 60 segundos, dependendo das condições do céu e da interferência da Lua. A escala de placa está em torno de 2 arcsec por pixel. As imagens são feitas sem filtros, reservando-se o uso dos mesmos para a fotometria das SN descobertas. A magnitude-limite instrumental, em noites favoráveis, é da ordem de V=17, o que permite a detecção de supernovas do Tipo II (as menos luminosas) a até pouco mais de 60 megaparsecs de distância (cerca de 200 milhões de anos-luz).

Após a aquisição, as imagens obtidas numa determinada noite serão comparadas pela técnica de blinking com nossas imagens de acervo e com as imagens do DSS, ou POSS (Palomar Observatory Sky Survey) para cada galáxia. Isto é feito, via de regra, nas 24 horas posteriores à obtenção da imagem. A detecção de um eventual ponto luminoso que apareça na imagem adquirida e não conste das imagens de acervo ou do DSS é um primeiro indicador da ocorrência de uma possível supernova. Porém, apenas este pontinho não é suficiente ! Por recomendação da União Astronômica Internacional (IAU), existe uma série de nove procedimentos de checagem que devem ser observados antes de comunicar a existência da provável supernova. Entre eles, por exemplo, verifica-se a possibilidade de artefatos de imagem, tais como hot-pixels no chip da CCD, ou raios cósmicos. A seguir, mede-se com precisão astrométrica a posição do ponto luminoso e verifica-se, pelas efemérides disponíveis nos bancos de dados da IAU, se ele não é um asteróide eventual. Verifica-se, da mesma forma, se não é uma estrela variável, e assim por diante até completar os requisitos solicitados pela IAU. Finalmente, faz-se na noite seguinte uma segunda imagem da mesma galáxia. Se ela também acusar o ponto luminoso (e ele tiver passado por todos os testes anteriores), então é bastante provável que ele seja realmente uma SN. Só então a comunicação é enviada à União Astronômica Internacional. Esta irá providenciar (usualmente poucos dias após a comunicação) um espectro da estrela, em qualquer observatório profissional do mundo, e irá finalmente validar a descoberta.