米拉變星

米拉變星的質量被認為通常不會超過2倍的太陽，但是因為擴張而變得非常巨大的外殼使光度數百倍於太陽。擴張被認為肇因於半徑上的變化模式，因此整個恆星的膨脹和收縮是對稱的。這樣的結果是半徑和温度都在變化，造成光度也隨之改變，因為脹縮的週期是恆星半徑和質量的函數。

早期的模型假設米拉變星在過程進行中是球形對稱的(主要在保持電腦塑造模型的單純，而不是物理上的原因)，但使用紅外光學望遠鏡陣列(IOTA)的觀察卻顯示有75%的米拉變星不是球形對稱的，, 這結果與早先米拉，本類變星的原型，單獨的圖像是一致的。

雖然多數的米拉變星在行為和結構上有許多相似之處，但是由於年齡、質量、脈動方式、和化學成分上的差別，她們仍然有許多的歧異。例如，像變星天兔座R的光譜有明顯的碳譜線，就顯示了核心的碳已經被輸送到了表面。這些物質在恆星附近經常會形成包圍着恆星的星際塵埃，也會造成恆星週期性的變暗和變亮。有些米拉變星也是邁射(MASER，microwave amplification by stimulated emission of radiation)的來源。

有少部分的米拉變星看起來會隨着時間改變週期，在數十年到數個世紀(或接近千年)的時間中週期增長或縮短，這可能是肇因於恆星的熱脈動，使接近核心的氫殼層變得熱且密實，再度引發了核融合，這會改變恆星的結構，而造成周期的改變。

這種過程預期會發生在所有的米拉變星上，但是對發生在長達數百萬年的漸近巨星分支時期內的短期熱脈動(數千年)，這只是千分之一不到的時間，也就是可能只有不到千分之一的米拉變星會在熱脈動的階段。但是多數的米拉變星 顯示出會一個循環接着一個循環的改變週期，或許非線性的行為會導致恆星氣體的外殼產生非對稱的球體。

米拉變星是有志於觀測變星的業餘天文學家最普遍的目標，因為她們有戲劇性的亮度變化。有些米拉變星(包括米拉(鯨魚座ο)已經有長達一個世紀的可靠的觀測紀錄。

米拉變星的星很多 ，如：蒭藁增二（米拉），天兔座R，仙后座R，仙女座U，仙王座T，天鵝座χ，室女座SS，獵户座S，長蛇座R，長蛇座W等。

天兔座R (R Leporis)，通常被稱為欣德的紅星，是位於天兔座鄰近波江座邊界的一顆米拉變星。在右邊的圖中以"R"標示出來。

它也是一顆碳星，呈現出明顯的紅色。他之所以以英國天文學家約翰·羅素·欣德之名為名，是因為欣德在1845年的觀測使它聲名大噪。它的視星等在5.5至11.7等之間變化，週期是418至441天，但是最近的測量得到的週期是427.07天。可能還有一個長達40年的次要週期。

在它的光度最亮時，天兔座 R的顏色經常被認為是會強烈冒煙的紅色，但是這種感受是難以用言語來形容的。當他光度昏暗時，它的顏色會更紅，這個現象以14.5個月的週期反覆著。在這時，他很容易成為全天可見顏色最紅恆星的候選人，但這種看法仍有爭議。它之所以如此的紅，可能是外層大氣將可見光光譜中的藍色過濾掉了。這顆恆星的發現者，欣德在報告中説："看來就像是一滴血在一個黑色的背景上。"

仙后座R是一顆位於仙后座的M-型紅巨星，距離地球約348光年。它是一顆米拉變星，視星等在+4.7和+13.5之間變化，平均視星等為9.97，光變週期為430.46天。

仙女座U（U Andromedae）是一個位於仙女座的米拉變星。它的視星等在8.9到15.0等之間變化，變光週期347日。仙女座U由天文學家湯瑪斯·大衞·安德森於1894和1895年首次發現它的光度變化。

仙王座T是一顆位於仙王座的超巨星，距離地球約700光年。它是一顆米拉變星，直徑是太陽的540倍，是已知最大的恆星之一。

天鵝座 χ（χ Cyg /Chi Cygni）是在天鵝座的一顆米拉變星。

天鵝座χ的光度變化是已知米拉變星中最大的（6000-9000亮度的浮動），標準是從5等變至13等，以最亮光度為準的平均變化週期為407天，而觀測到的光度極值分別是3.3與14.3等。因此，天鵝座 χ在最暗時要口徑30釐米以上的望遠鏡才能看見，而最亮時肉眼就能見到。它與地球的距離大約是345光年。

天文學家Gottfried Kirch在1686年發現這顆變星。湯姆斯·狄克寫道："馬拉爾蒂和卡西尼已經認定這顆星的週期是405天；但是依據Pigot先生的觀測，顯示它只有392天，或者是396、397或398天。"與之有關的詳情是：

"它位於天鵝座的頸部附近，與輦道增七（天鵝座β）和天津一（天鵝座γ）這兩顆星的距離相當，在天津四（天鵝座 α）的西南方約15度之處。

室女座SS是明顯呈現紅色的米拉變星，它的變光範圍從9.5等至7.4等，週期為361天。它也被考慮是一顆半規則變星，因為在過去數十年內他的最大和最小亮度本身也是個變量。它因為富含碳，所以光譜類型是C6.3e，與雙子座T相似。室女座SS，與含碳的米拉變星一樣，有一條變化很大的H-α發射譜線，並與整體的光度變化同步，這條Hα譜線在變亮時顯得更為明顯。在近紅外波段上的觀測顯示，它的半徑是500倍太陽半徑，表面温度介於2405-2485k。

寶瓶座R(R Aqr) 是位於寶瓶座的一顆變星。

寶瓶座R被認為是由一顆白矮星和一顆米拉變星組成的共生變星，軌道週期大約是44年。為主的米拉變星是一顆紅巨星，光度變化的數量級高達數百倍，並且變光的週期稍長於一年，於1810年被卡爾·路德維希·哈丁發現是一顆變星。

經由引力的牽引，白矮星從紅巨星提取物質，偶而還會將多餘的物質彈射出，形成一些怪異的環路，連接成像是星雲的圖樣。因為它處於一個充滿塵埃的空間區域，藍色的光在到達我們這兒之前都已經被吸收掉了，因此整個系統看起來是偏紅的。

環繞着寶瓶座R的星雲稱為塞德布拉德211 (Cederblad 211)。依據Tom Polakis的説法，在1998年之前還沒有人成功的直接觀測這個具有挑戰性的天體。這個星雲可能是一顆類新星爆發的殘骸，日本的天文學家可能在西元930年觀測到此一事件。

獵户座S是一顆位於獵户座的M-型紅巨星。它是一顆米拉變星，光變週期為420天，半徑從1.9個天文單位到2.3天文單位變化。

長蛇座 R是在長蛇座的一顆米拉變星。長蛇座 R的星等變化從3.21等至11.00等，週期為389天。長蛇座 R 的週期會是緩慢的變化。在最大亮度時，這顆變星可以用裸眼看見，而在最暗時至少要口徑5釐米的望遠鏡才能看見。長蛇座 R與地球的距離大約是2,000光年，它的光譜分類是M7IIIe。

長蛇座 W是一顆位於長蛇座的米拉變星。它距離地球在75至120秒差距之間，大約375光年。

研究發現長蛇座W有激烈的水噴發現象，存在一個由灰塵和水蒸氣組成的廣泛盤狀物。這些噴發物覆蓋範圍在大約10.7天文單位（大約等於土星軌道的距離）到1.2秒差距（247000天文單位，大約等於太陽系奧爾特雲的距離）。