Variables de Mira del, nombradas después Mira de la estrella ( ˈmairə ), son una clase de las estrellas variables que pulsan caracterizadas por colores muy rojos, los períodos de la pulsación más de largo de 100 días, y las amplitudes de la luz mayor de una magnitud . Son estrellas rojas del gigante en las etapas muy últimas de la evolución estelar (la rama gigante asintótica ) que expelerán sus sobres externos como nebulosas planetarias y sentirán bien a los enanos blancos en el plazo de algunos millón de años.

Las variables de Mira se creen para ser estrellas con menos de dos masas solares pero pueden ser millares de épocas más luminoso que el Sun debido a sus sobres muy grandes, dilatados. Se creen para ser el pulsar debido a la estrella entera que se amplía y que contrata. Esto produce un cambio en temperatura junto con el radio, que los factores causan a variación en la luminosidad . El período de la pulsación es una función de la masa y del radio de la estrella. Los modelos tempranos de las estrellas de Mira asumieron que la estrella seguía siendo esférico simétrica durante este proceso (en gran parte mantener el modelado de computadora simple, algo que por razones físicas). Un examen reciente de las estrellas variables de Mira encontró que ese 75% de las estrellas de Mira que podrían ser resolved usar el telescopio iota está el no esférico simétrico, un resultado que sea constante con imágenes anteriores de las estrellas individuales de Mira (e.,), tan allí ahora sea presión para hacer el modelado tridimensional realista de las estrellas de Mira en los superordenadores.

La mayoría de las variables de Mira comparten sin embargo muchas semejanzas en comportamiento y estructura, son una clase heterogénea de variables debido a las diferencias en la edad, masa, modo de la pulsación, y composición química. Por ejemplo, muchos, tales como R Leporis tienen los espectros dominaron por el carbón, sugiriendo ese material de la base de la estrella se ha transportado a la superficie. Este material forma a menudo las cubiertas del polvo alrededor de la estrella, que también contribuyen a periódico oscurecimiento e iluminación. Algunas variables de Mira también se saben para ser naturales fuentes del MASER .

Un pequeño subconjunto de Miras aparece cambiar su período en un cierto plazo -- el período aumenta o disminuye por una cantidad substancial (hasta un factor de tres) sobre el curso de varias décadas a algunos siglos. Esto es creído para ser causado por los pulsos la termal del, donde una cáscara del hidrógeno cerca de la base de la estrella llega a ser caliente y densa bastantes para experimentar la fusión nuclear . Esto cambia estructura de la estrella, cuál se manifiesta como cambio en período. Este proceso se predice a suceder a todas las variables de Mira, pero a la duración relativamente corta de la termal pulsos (unos miles años) sobre el curso de la vida gigante asintótico de la rama de la estrella (algunos millón de años), los medios la vemos solamente en algunos de vario mil estrellas de Mira sabidas. Sin embargo, la mayoría del objeto expuesto de las variables de Mira el ciclo-a-ciclo leve cambia en el período, causado probablemente por comportamiento no linear en el sobre estelar incluyendo desviaciones de la simetría esférica.

Las variables de Mira son blancos populares para astrónomos aficionados interesados en la estrella variable observaciones, debido a sus cambios espectaculares en brillo. Alguna Mira las variables ( incluyendo Mira sí mismo) tienen estirar confiable de las observaciones parte posterior bien durante un siglo.