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  芻藁變星的質量被認為不會超過兩倍的太陽質量,但是因為擴張而變得非常巨大的外殼使光度數百倍於太陽。擴張被認為肇因於半徑上的變化模式,因此整個恆星的膨脹和收縮是對稱的。這樣的結果是半徑和溫度都在變化,造成光度也隨之改變,脹縮的週期是恆星半徑和質量的函式。早期的模型假設芻藁變星在過程進行中是球形對稱的(主要在保持電腦塑造模型的單純,而不是物理上的原因),但最近使用紅外光學望遠鏡陣列(IOTA)的觀察卻顯示有75%的芻藁變星不是球形對稱的,,這結果與早先米拉,本類變星的原型,單獨的影象是一致的。(參見,, ),所以現在急迫的需要使用超級電腦製作芻藁變星的三維模型。  雖然多數的芻藁變星在行為和結構上有許多相似之處,但是由於年齡、質量、脈動方式、和化學成分上的差別,她們仍然有許多的歧異。例如,像變星天兔座R的光譜有明顯的碳譜線,就顯示了核心的碳已經被輸送到了表面。這些物質在恆星附近經常會形成包圍著恆星的星際塵埃,也會造成恆星週期性的變暗和變亮。有些芻藁變星也是邁射(MASER,microwave amplification by stimulated emission of radiation)的來源。  有少部分的芻藁變星看起來會隨著時間改變週期,在數十年到數個世紀(或接近千年)的時間中週期增長或縮短,這可能是肇因於恆星的"熱脈動",使接近核心的氫殼層變得熱且密實,再度引發了核融合,這會改變恆星的結構,而造成周期的改變。  這種過程預期會發生在所有的芻藁變星上,但是對發生在長達數百萬年的漸近巨星分支時期內的短期熱脈動(數千年),這只是千分之一不到的時間,也就是可能只有不到千分之一的芻藁變星會在"熱脈動"的階段。但是多數的芻藁變星顯示出會一個迴圈接著一個迴圈的改變週期,或許非線性的行為會導致恆星氣體的外殼產生非對稱的球體。  芻藁變星是有志於觀測變星的業餘天文學家最普遍的目標,因為她們有戲劇性的亮度變化。有些芻藁變星(包括芻藁增二(鯨魚座ο)已經有長達一個世紀的可靠的觀測紀錄。
芻藁變星,又稱芻藁型變星或米拉變星,是一種脈動變星。特徵是顏色非常紅,週期超過100天,而且光度變化超過一個視星等。它們已經是恆星演化至非常後期的紅巨星(在漸近巨星分支),即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲,並將在數百萬年後成為白矮星。