ดาว แปรแสงมิรา ( / ˈ m aɪ r ə / ; ตั้งชื่อตามดาวต้นแบบมิรา ) เป็น ดาวประเภทหนึ่ง ที่สั่นไหว มีลักษณะเด่นคือมีสีแดงจัด มีคาบการสั่นไหวนานกว่า 100 วัน และมีแอมพลิจูดมากกว่าหนึ่งแมกนิจูดใน ย่าน อินฟราเรดและ 2.5 แมกนิจูดในย่านแสงที่มองเห็นได้^{[ 1 ]}พวกมันเป็นดาวยักษ์แดงในระยะสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์บนกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ (AGB) ซึ่งจะขับไล่เปลือกนอกออกไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และกลายเป็นดาวแคระขาวภายในไม่กี่ล้านปี

ดาวแปรแสงมิราเป็นดาวที่มีมวลมากพอที่จะเกิดการหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลาง แต่มีมวลน้อยกว่าสองเท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 2 ]}ซึ่งเป็นดาวที่สูญเสียมวลเริ่มต้นไปแล้วประมาณครึ่งหนึ่ง อย่างไรก็ตาม ดาวเหล่านี้อาจสว่างกว่าดวงอาทิตย์ หลายพันเท่า เนื่องจากชั้นบรรยากาศที่ขยายใหญ่มาก ดาวเหล่านี้มีการเต้นเป็นจังหวะเนื่องจากการขยายตัวและการหดตัวของดาวทั้งดวง ซึ่งทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิและรัศมี ซึ่งทั้งสองปัจจัยนี้ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงของความสว่าง การเต้นเป็นจังหวะขึ้นอยู่กับมวลและรัศมีของดาว และมี ความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างคาบและความสว่าง (และสี) ^{[ 3 ] [ 4 ]} แอมพลิจูดที่มองเห็นได้ขนาดใหญ่มากไม่ได้เกิดจากการเปลี่ยนแปลงความสว่างขนาดใหญ่ แต่เกิดจากการเปลี่ยนการปล่อยพลังงานระหว่างความยาวคลื่นอินฟราเรดและความยาวคลื่นที่มองเห็นได้เมื่อดาวเปลี่ยนอุณหภูมิในระหว่างการเต้นเป็นจังหวะ^{[ 5 ]}

แบบจำลองแรกๆ ของดาวมิราสันนิษฐานว่าดาวจะยังคงสมมาตรทรงกลมในระหว่างกระบวนการนี้ (ส่วนใหญ่เพื่อให้การสร้างแบบจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ง่ายขึ้น มากกว่าเหตุผลทางกายภาพ) การสำรวจดาวแปรแสงมิราเมื่อเร็วๆ นี้พบว่า 75% ของดาวมิราที่สามารถแยกแยะได้โดยใช้ กล้องโทรทรรศน์ IOTA นั้น ไม่สมมาตรทรงกลม^{[ 6 ]}ซึ่งเป็นผลลัพธ์ที่สอดคล้องกับภาพก่อนหน้านี้ของดาวมิราแต่ละดวง^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}ดังนั้นขณะนี้จึงมีแรงกดดันให้ทำการสร้างแบบจำลองสามมิติที่สมจริงของดาวมิราบนซูเปอร์คอมพิวเตอร์^{[ 10 ]}

ดาวแปรแสงมิราอาจมีออกซิเจนมากหรือคาร์บอนมาก ดาวที่มีคาร์บอนมาก เช่นR Leporisเกิดขึ้นจากเงื่อนไขเฉพาะบางประการที่เอาชนะแนวโน้มปกติของ ดาว AGBที่จะรักษาปริมาณออกซิเจนที่มากกว่าคาร์บอนที่พื้นผิวเนื่องจาก ปรากฏการณ์ dredge -ups ^{[ 11 ]} ดาว AGB ที่สั่นไหว เช่น ดาวแปรแสงมิรา จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชันในชั้นไฮโดรเจนและฮีเลียมสลับกัน ซึ่งก่อให้เกิดการพาความร้อนลึกเป็นระยะๆ ที่เรียกว่าdredge-ups dredge-ups เหล่านี้จะนำคาร์บอนจากชั้นการเผาไหม้ฮีเลียมไปยังพื้นผิวและจะส่งผลให้เกิดดาวที่มีคาร์บอนมาก อย่างไรก็ตาม ในดาวที่มีมวลมากกว่าประมาณ 4  M☉จะเกิดการเผาไหม้ที่ก้นร้อนขึ้น นี่คือเมื่อบริเวณด้านล่างของบริเวณการพาความร้อนร้อนพอที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชันแบบ CNO cycle อย่างมีนัยสำคัญ_ซึ่งจะทำลายคาร์บอนส่วนใหญ่ก่อนที่จะถูกขนส่งไปยังพื้นผิว ดังนั้นดาว AGB ที่มีมวลมากกว่าจึงไม่กลายเป็นดาวที่มีคาร์บอนมาก^{[ 12 ]}

ดาวแปรแสงมิราสูญเสียมวลอย่างรวดเร็ว และวัสดุนี้มักจะก่อตัวเป็น ม่าน ฝุ่นรอบดาว ในบางกรณี สภาพแวดล้อมเหมาะสมสำหรับการก่อตัวของมาเซอร์ธรรมชาติ^{[ 13 ]}

ดาวแปรแสงมิรากลุ่มเล็กๆ ดูเหมือนจะเปลี่ยนคาบเวลาเมื่อเวลาผ่านไป: คาบเวลาจะเพิ่มขึ้นหรือลดลงอย่างมาก (มากถึงสามเท่า) ในช่วงเวลาหลายทศวรรษถึงหลายศตวรรษ เชื่อกันว่าเกิดจากพัลส์ความร้อนซึ่ง เปลือก ฮีเลียม จุดประกายเปลือก ไฮโดรเจนชั้นนอกอีกครั้งทำให้โครงสร้างของดาวเปลี่ยนแปลงไป ซึ่งแสดงออกมาในรูปของการเปลี่ยนแปลงคาบเวลา กระบวนการนี้คาดว่าจะเกิดขึ้นกับดาวแปรแสงมิราทั้งหมด แต่ระยะเวลาของพัลส์ความร้อนค่อนข้างสั้น (ไม่กี่พันปีเป็นอย่างมาก) เมื่อเทียบกับ อายุขัยของดาวใน ระยะยักษ์ (น้อยกว่าหนึ่งล้านปี) หมายความว่าเราเห็นมันในดาวมิราเพียงไม่กี่ดวงจากหลายพันดวงที่รู้จัก อาจอยู่ในR Hydrae [ ^{14 ] ดาว} แปรแสงมิราส่วนใหญ่แสดงการเปลี่ยนแปลงคาบเวลาเล็กน้อยระหว่างรอบ ซึ่งอาจเกิดจากพฤติกรรมที่ไม่เป็นเชิงเส้นในเปลือกดาว รวมถึงการเบี่ยงเบนจากสมมาตรทรงกลม^{[ 15 ] [ 16 ]}

ดาวแปรแสงมิราเป็นเป้าหมายยอดนิยมสำหรับนักดาราศาสตร์สมัครเล่นที่สนใจ การสังเกต ดาวแปรแสงเนื่องจากมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างมาก ดาวแปรแสงมิราบางดวง (รวมถึงมิราเอง) มีการสังเกตการณ์ที่เชื่อถือได้มานานกว่าศตวรรษแล้ว^{[ 17 ]}

รายการต่อไปนี้ประกอบด้วยตัวแปร Mira ที่เลือกไว้ เว้นแต่จะระบุไว้เป็นอย่างอื่น ค่าความสว่างที่ระบุจะอยู่ในช่วง Vและระยะทางจะมาจากแคตตาล็อกดาว Gaia DR2 ^{[ 18 ]}

• ตัวแปรระยะยาว
• ดาวแปรแสงกึ่งปกติ

• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - Mira Variables