蒭藁变星是质量足够大，但仍小于两个太阳质量的恒星，且它们的核心经历了氦融合[2]，已经失去大约一半初始质量的恒星[来源请求]。然而，由于它们膨胀的外壳非常大，它们的亮度可能是太阳的数千倍，而且它们的脉动是由于整颗恒星的膨胀和收缩。这过程会产生温度随半径的变化，这两个因素都会导致光度的变化。脉动取决于恒星的质量和半径，在周期和光度（以及颜色）之间有一个明确的关系[3][4]。在可见光的视星等有非常大的振幅，不是由于光度的大变化，而是由于恒星在脉动过程中温度的变化，在红外和可见光波长之间的能量输出发生了变化[5]。

天鹅座χ的光变曲线。

米拉变星的早期模型假设该恒星在这一过程中保持球对称（主要是为了保持电脑建模的简单，而不是出于物理原因）。最近对米拉变星的调查发现，使用IOTA望远镜可以分辨的米拉变星中，75%不是球对称的[6]，这一结果与之前的个别米拉变星的影像一致[7][8][9]，因此，现在有迫切的需要在超级电脑上对米拉变星进行逼真的三维建模[10]。

米拉变星可能是富氧或富碳的。富含碳的恒星，如欣德的红星，是由一系列狭隘的条件产生的，这些条件推翻了AGB恒星由于疏浚而在其表面保持氧气过剩而非碳的正常趋势[11]。像米拉变星这样的脉动AGB恒星在交替的氢和氦壳层中发生融合，产生被称为疏浚的周期性深层对流。这些疏浚将燃烧氦气的外壳中的碳带到表面，其结果将形成一颗碳星。然而，在大约4 M☉以上的恒星中，会发生热底（hot bottom）燃烧。这是当对流区的下部区域足够热，可以发生显著的碳氮氧循环的核融合，而在碳被输送到表面之前，它会破坏大部分碳已经被破坏。因此，更大质量的AGB恒星不会变得富含碳[12]。

米拉变星正在迅速失去质量，这些物质经常在恒星周围形成尘埃覆盖层。 在某些情况下，条件适合于自然迈射的形成[13]。

一小部分的米拉变星似乎会随著时间的推移而改变其周期：在几十年到几个世纪的过程中，周期以相当大的幅度（高达三倍）增长或减短。这被认为是由其中的氦壳层重燃氢外层壳层，引起的热脉冲。这改变了恒星的结构，表现为周期的变化。据预测，这一过程会发生在所有米拉变星上，但在该恒星的渐近巨星支生命期内（不到一百万年），热脉冲的持续时间相对较短（最多几千年），这意味著我们只在已知的数千颗米拉变星中的少数恒星中看到它，可能在长蛇座R中看到[14]。大多数米拉变星在周期上确实表现出轻微的周期变化，这可能是由恒星外壳的非线性行为引起的，包括与球面对称性的偏差[15][16]。

因为米拉变星的亮度变化很大，它们是对变星观测感兴趣的业馀天文学家们的热门目标。一些米拉变数（包括蒭藁增二本身）的可靠观测可以追溯到一个多世纪前[17]。

米拉变星的视觉化