بيش از چهارصد سال پيش هنگامی که يک منجم آماتور هلندی به نام« ديويد فابريسيوس»  در حال جستجوی عطارد بود، متوجه ستاره پرنوری شد. او رصد خود را از۳ تا ۲۱ آگوست ۱۵۹۶ ادامه داد. در اين مدت درخشندگی ستاره از قدر ۳ به۲ افزايش يافت. وی در ماه بعد متوجه کم نورشدن آن شد و در اکتبر همان سال اين ستاره عجيب از نظرها پنهان شد. در ابتدا ، فابريسيوس فکر کرد که شاهد يک « نواختر» است تا اينکه در۱۵ فوريه ۱۶۰۹ دوباره آن را مشاهده کرد. «ژوهان باير» در اطلس ستاره ای خود که در سال۱۶۰۳ منتشر شد، آن را اوميکرون و از قدر چهارم نشان داد. «جان هولواردا» به بررسی اين ستاره متغير پرداخت و در سال۱۶۳۸ دوره تناوب آن را يازده ماه تعيين کرد. اين اولين بار بود که دوره تناوب يک متغير بلنددوره اندازه گيری می شد. افسوس که فابريسيوس زنده نبود تا شاهد کشف با اهميت خود باشد. در سال ۱۶۴۲،« ژوهانس هوليوس» اين ستاره

 متغير را به دليل تغييرات عجيبش ، ميرا(شگفت اختر) ناميد. ميرا پرنورترين و جذابترين متغير بلنددوره آسمان است. دوره تناوب اين متغير تقريبا"۳۳۲ روز  و تغييرات درخشندگی آن از قدر ۳ تا ۹ است. تغييرات درخشندگی ميرا ثابت نيست و بين دوره های مختلف آن اختلافاتی وجود دارد. بطوريکه گاهی اوقات پرنورتر بوده است. در سال۱۷۷۹ ، «ويليام هرشل» درخشندگی ميرا را در هنگام اوج معادل دبران(قدر۰/۸۵) تعيين کرد. او رنگ آن را مانند مو-قيفاووس، قرمز ياقوتی ذکر کرده است. در بعضی سالها نيز ميرا در اوج درخشندگی از قدر۵+ گزارش شده است. اما آيا واقعا" فابريسيوس اولين کسی بود که ميرا را ديد؟  مطالعات تاريخی نشان می دهد که ابرخس در ۱۴۳سال پيش از ميلاد ، رصدگران چينی در۱۰۷۰ م. و احتمالا" رصدگران کره ای در سال۱۵۹۲ اين ستاره را مشاهده کرده اند.  

در چند مورد ديگر نيز گزارشهايی از مشاهده متغير های مشابه ای (R-اسد، R-شجاع ) نيز موجود می باشدکه از آنها به عنوان «ستاره مهمان» ياد شده است. هر چندکه به دليل دقت کم نقشه های آنها و نبودن يک مختصات مناسب با اطمينان نمی توان اين گفته را تاييد کرد. ميرا در فهرست ستاره ای بطلميوس و کتاب صورالکواکب عبدالرحمان صوفی وجود ندارد. در زمانی که آنها به رصد و ثبت ستاره های قيطس می پرداختند، ميرا با چشم غير مسلح مشاهده نمی شده است.

رصد های تلسکوپ فضايی هابل قطر زاويه ای  حدود۶۰ ميلی ثانيه را برای ميرا تعيين می کند. اين نشان می دهد که قطر واقعی آن حدود۷۰۰  برابر قطرخورشيد می باشد! ميرا ستاره سردی است ، دمای سطحی آن بين ۲۵۰۰ تا ۱۹۰۰ درجه کلوين متغير می باشد. ميرا ستاره دوتايی نيز است. همدم آبی رنگ آن در سال۱۹۲۳ در رصدخانه ليک کشف شد. فاصله زاويه ای آن از ميرا ۰/۹ ثانيه قوسی و دوره مداری آن ۴۰۰ سال اندازه گيری شد. با توجه فاصله ۴۰۰ سال نوری آنها از ما، فاصله واقعی اين دو هدم از يکديگر حدود۷۰۰ واحد نجومی است.احتمالا" اين همدم يک کوتوله سفيد می باشد. مطالعات جديد نشان می دهد که اين همدم تغييرات قدری از ۹/۵ تا ۱۲دارد.از ديد ما فاصله اين دو همدم تغيير می کند و اکنون فاصله زاويه ای آنها ۰/۱ ثانيه قوسی است. ميرا آنقدر معروف است که دسته ای از ستارگان متغير بلند دوره دوره ای به همين نام شناخته می شوند.             

متغيرهای ميـراگونه :

متغيرهای ميرا ستارگان غول قرمز سردی هستند. در نمودار HR چنين ستارگانی در بخش با درخشندگی بالا ی شاخه مجانبی غول(AGB) و در حوالی متغير های نيمه منظم يافت می شوند. در مقايسه با خورشيد، متغير های ميرا گونه عموما" ستاره هايی با شعاع بزرگتر، دما و گرانش سطحی پايين تر ی محسوب می شوند. به دليل گرانش سطحی کم ، جو خارجی آنها پيوند ضعيفی با ستاره دارند. اصولا" متغير های ميرا از رده طيفی S , M هستند و دوره تناوب تغييرات آنها ۸۰   تا ۱۰۰۰ روز است. اين متغيرها در محدوده مرئی دارای تغييرات بيش از ۲/۵  قدر هستند. تغييرات مشاهده شده در درخشندگی متغير های  ميرا به دليل تپش آنها می باشد. اين ستار ها جرمی در حدود جرم خورشيد دارند اما جرم قابل توجهی(   ^۶-۱۰  تا   ^۷-۱۰  جرم خورشيدی) را از دست می دهند و باعث بوجود آمدن پوسته های پيرا ستاره ای بزرگی در اطراف ستاره می شوند.اين ستاره ها در هسته خود هليوم می سوزانند و شاخه AGB را طی می کنند.مرحله AGB فاز پايانی تحول بسياری از ستارگان رشته اصلی است. وقتی اين گونه ستاره به مرگ خود نزديک می شود با سرعت زيادی جرم از دست می دهد و به سحابی سياره نما و در نهايت به کوتوله سفيد تبديل می شود.تصاوير تلسکوپ هابل نشان داد که تعدادی از ستارگان ميراگونه کروی نيستند بلکه تخم مرغی هستند.