變更

''' 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 ]] 。

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。 （参见, , ）， 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。