Les étoiles variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années. Cette classe d'étoile est nommée en référence à l'étoile Mira (o Cet).
On pense généralement que les variables Mira ont une masse inférieure à deux masses solaires, mais elles peuvent être des centaines de fois plus lumineuses que le Soleil, à cause de leur enveloppe très élargie. Ces étoiles semblent pulser en se contractant et en s'élargissant de manière cyclique, ce qui conduit à un changement à la fois du rayon et de la température, d'où leur variation de luminosité. La période de pulsation est fonction de la masse et du rayon de l'étoile. Bien que la plupart des variables Mira soient très similaires en ce qui concerne leur comportement et leur structure, il s'agit d'une classe hétérogène d'étoiles variables, à cause notamment des différences d'âge, de masse, de période de pulsation, et de composition chimique.
Une petite fraction des variables de type Mira semblent changer de période de pulsation au cours du temps, cette période augmentant ou diminuant de façon significative (jusqu'à un facteur trois) sur une durée de plusieurs décennies ou plusieurs siècles. On pense que ceci est causé par des modifications de température, une « coque » d'hydrogène proche du noyau de l'étoile pouvant devenir assez chaud et dense pour commencer des réactions de fusion nucléaire. Ceci modifie la structure de l'étoile, ce qui se manifeste par un changement de période. Ce processus est prévu par la théorie pour toutes les variables Mira, mais la durée relativement courte des pulsations thermiques (quelques milliers d'années) comparée à la durée de vie d'une étoile sur la branche asymptotique des géantes (plusieurs millions d'années) fait que l'on ne constate ce phénomène que sur quelques-unes des variables Mira observables.
(Wikipédia)
En fonction du ratio entre Carbone et Oxygène à leur surface, on distingue 3 types de miras, M, S et C, équivalant aux types définis pour les géantes rouges normales.
Spectre de mira M - V CVn Ratio C/O inférieur à 1. Le spectre est caractérisé par les bandes d'absorption intenses formée par l'Oxyde de Titane (TiO). Les bandes TiO ont un aspect caractéristique : bord bleu abrupt, profil incliné vers le rouge.
R Gem :
Spectre de mira S : R Gem Le ratio C/O est de l'ordre de 1. Parallèment le processus -s permet la formation d'éléments par capture de neutrons lents, notamment le Zirconium dont les bandes ZrO vont progressivement remplacer celles de TiO, mais aussi Lanthane (LaO) ...On notera également la forte raie d'absorption NaI. Les étoiles S qui ne présentent plus de bandes TiO sont appelées "S pures".
V CrB : Spectre de Mira C : V CrB Le rapport C/O dépasse 1 Le carbone réduit la totalité de l'oxyègne en surface : les oxydes métalliques ne peuvent se former. Ils sont remplacés par des composés du carbone (C2 = bandes de Swann, CN ...) . Le profil des bandes des molécules carbonées est inversé par rapport à celui du TiO.