蒭藁變星是質量足够大，但仍小於兩個太陽質量的恆星，且它們的核心經歷了氦融合[2]，已經失去大約一半初始質量的恒星[來源請求]。然而，由於它們膨脹的外殼非常大，它們的亮度可能是太陽的數千倍，而且它們的脈動是由於整顆恆星的膨脹和收縮。這過程會產生溫度隨半徑的變化，這兩個因素都會導致光度的變化。脈動取決於恆星的質量和半徑，在週期和光度（以及顏色）之間有一個明確的關係[3][4]。在可見光的視星等有非常大的振幅，不是由於光度的大變化，而是由於恆星在脈動過程中溫度的變化，在紅外和可見光波長之間的能量輸出發生了變化[5]。

天鵝座χ的光變曲線。

米拉變星的早期模型假設該恆星在這一過程中保持球對稱（主要是為了保持電腦建模的簡單，而不是出於物理原因）。最近對米拉變星的調查發現，使用IOTA望遠鏡可以分辨的米拉變星中，75%不是球對稱的[6]，這一結果與之前的個別米拉變星的影像一致[7][8][9]，因此，現在有迫切的需要在超級電腦上對米拉變星進行逼真的三維建模[10]。

米拉變星可能是富氧或富碳的。富含碳的恆星，如欣德的紅星，是由一系列狹隘的條件產生的，這些條件推翻了AGB恆星由於疏浚而在其表面保持氧氣過剩而非碳的正常趨勢[11]。像米拉變星這樣的脈動AGB恆星在交替的氫和氦殼層中發生融合，產生被稱為疏浚的週期性深層對流。這些疏浚將燃燒氦氣的外殼中的碳帶到表面，其結果將形成一顆碳星。然而，在大約4 M☉以上的恆星中，會發生熱底（hot bottom）燃燒。這是當對流區的下部區域足够熱，可以發生顯著的碳氮氧循環的核融合，而在碳被輸送到表面之前，它會破壞大部分碳已經被破壞。因此，更大質量的AGB恆星不會變得富含碳[12]。

米拉變星正在迅速失去質量，這些物質經常在恆星周圍形成塵埃覆蓋層。 在某些情况下，條件適合於自然邁射的形成[13]。

一小部分的米拉變星似乎會隨著時間的推移而改變其週期：在幾十年到幾個世紀的過程中，週期以相當大的幅度（高達三倍）增長或減短。這被認為是由其中的氦殼層重燃氫外層殼層，引起的熱脈衝。這改變了恆星的結構，表現為週期的變化。據預測，這一過程會發生在所有米拉變星上，但在該恆星的漸近巨星支生命期內（不到一百萬年），熱脈衝的持續時間相對較短（最多幾千年），這意味著我們只在已知的數千顆米拉變星中的少數恆星中看到它，可能在長蛇座R中看到[14]。大多數米拉變星在週期上確實表現出輕微的週期變化，這可能是由恆星外殼的非線性行為引起的，包括與球面對稱性的偏差[15][16]。

因為米拉變星的亮度變化很大，它們是對變星觀測感興趣的業餘天文學家們的熱門目標。一些米拉變數（包括蒭藁增二本身）的可靠觀測可以追溯到一個多世紀前[17]。

米拉變星的視覺化