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米拉变星，是一种脉动变星。特征是颜色非常红，周期超过100天，而且光度变化超过一个视星等。它们已经是恒星演化至非常后期的红巨星（在渐近巨星分支），即将逐出外面的气体壳层成为行星状星云，并将在数百万年后成为白矮星。

特征

刍藁变星的质量被认为不会超过两倍的太阳质量，但是因为扩张而变得非常巨大的外壳使光度数百倍于太阳。扩张被认为肇因于半径上的变化模式，因此整个恒星的膨胀和收缩是对称的。这样的结果是半径和温度都在变化，造成光度也随之改变，胀缩的周期是恒星半径和质量的函数。早期的模型假设刍藁变星在过程进行中是球形对称的（主要在保持电脑塑造模型的单纯，而不是物理上的原因），但最近使用红外光学望远镜阵列（IOTA）的观察却显示有75%的刍藁变星不是球形对称的，这结果与早先米拉，本类变星的原型，单独的图像是一致的。所以现在急迫的需要使用超级电脑制作刍藁变星的三维模型。

虽然多数的刍藁变星在行为和结构上有许多相似之处，但是由于年龄、质量、脉动方式、和化学成分上的差别，她们仍然有许多的歧异。例如，像变星天兔座R的光谱有明显的碳谱线，就显示了核心的碳已经被输送到了表面。这些物质在恒星附近经常会形成包围着恒星的星际尘埃，也会造成恒星周期性的变暗和变亮。有些刍藁变星也是迈射（MASER，microwave amplification by stimulated emission of radiation）的来源。

有少部分的刍藁变星看起来会随着时间改变周期，在数十年到数个世纪（或接近千年）的时间中周期增长或缩短，这可能是肇因于恒星的热脉动，使接近核心的氢壳层变得热且密实，再度引发了核聚变，这会改变恒星的结构，而造成周期的改变。

这种过程预期会发生在所有的刍藁变星上，但是对发生在长达数百万年的渐近巨星分支时期内的短期热脉动（数千年），这只是千分之一不到的时间，也就是可能只有不到千分之一的刍藁变星会在热脉动的阶段。但是多数的刍藁变星显示出会一个循环接着一个循环的改变周期，或许非线性的行为会导致恒星气体的外壳产生非对称的球体。

刍藁变星是有志于观测变星的业余天文学家最普遍的目标，因为她们有戏剧性的亮度变化。有些刍藁变星（包括刍藁增二(鲸鱼座ο）已经有长达一个世纪的可靠的观测纪录。

视频

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