• Proměnné hvězdy
• Pulsující
• Eruptivní
• Explozivní
• Neradiální pulzace
• Delta Scuti
• BY Draconis
• Supernovy

Miridy jsou chladní rudí obři nesoucí své označení podle svého prototypu omicron Ceti známější pod názvem Mira. V H-R diagramu se nalézají v oblasti proměnných hvězd asymptotických obrů podél polopravidelných proměnných hvězd. V porovnání s parametry Slunce mají miridy větší poloměr, větší světelnost, nižší teplotu a nižsí hodnotu povrchové tíhové síly. Vnější atmosféra mirid není ostře ohraničena, ale tvoří obálku okolo hvězdy. Miridy jsou spektrálních typů M, S a C. Mají periodu od 80 do 1 000 dnů a proto nálěží do skupiny proměnných hvězd s dlouhou periodou. Jejich proměnnost má rozmezí přibližně od 2,5 magnitudy až jednu magnitudu v infračerveném oboru spektra. Změny v jasnosti mirid jsou důsledem jejich pulzace, náleží tedy mezi pulzující proměnné hvězdy. Maximální jas nastává při vzniku rázové vlny v atmosféře hvězdy.

Snímek Miry ve viditelném oboru spektra - HST

Podle Olofssona (1999) se rudí obři skládají ze dvou hlavních částí. Malého, velice horkého (~10⁸ K) a hmotného jádra a obrovské, mnohem chladnější (~10³ K) a méně hmotné obálky. Hmotnost mirid je přibližně rovna hmotnosti Slunce, ale díky stálým ztrátám hmoty, která je asi 10^-7 - 10^-6 M_Slunce , o ni přichází, přičemž právě z této hmoty se vytváří obálky v okolí hvězdy. Tyto ztáty hmoty omezují životnost mirid asi na jeden milion let. Ke konci svého života je hvězda ve stavu hvězdného obra a po vyčerpání a ztrátě hvězdného materiálu se okolo původní hvězdy vytvoří planetární mlhovina. V některých případech pak hvězda končí svůj vývoj jako bílý trpaslík, který má hmotnost 0,6 - 0,7 hmotností Slunce.

V roce 1996 se ukázalo, že ne vechny miridy jsou sférického tvaru, ale "vejčitého". Z měření R Leonis se ukázazalo, že má zdánlivé rozměry 0,070x0,078 úhlových vteřin. Kdybychom umístili tuto hvězdu do sluneční soustavy, dosahovala by hvězda až za oběžnou dráhu Zěme. Tato asymetrie je zřejmě způsobena protáhlou atmosférou hvězdy, ale doposud neni objasněn důvod této asymetrie. Původ může být v neradiální pulzaci nebo v optickém klamu, způsobeným výskytem velkých tmavých (chladných) oblastí na povrchu hvězdy nebo prouděním v atmosféře hvězdy. Prvně byla tato zvláštnost zaznamenána u Miry a dále pak interferometricky u RCas, R Leo a W Hya.