2007変光星として有名なくじら座の「ミラ」(くじら座ο)。これは人間が最初に長期観測記録を残した変光星で、1596年、ドイツの牧師デビッド・ファブリツィウスが超新星と間違えて気付いたのが最初の公式確認で、「ミラ」という名には「驚いたもの」などという意味がある。3〜10等級のスパンを1年近くかけて変光することから、面白く、かつ変光星観測の入門星としても手頃なもの。ミラは半径が大きな巨星(平均で2天文単位=太陽地球間の2倍)で、地球から約400光年の距離にある。表面温度が2000〜3000Kと低く、しかも動径振動、いうなら脈動を行っているため光球(本体)のサイズが劇的に変化する。このような部類の変光星を「脈動変光星」といい、特にミラと同類の変光をするものを「ミラ型」と呼んでいる。ミラ型は表層から少し入ったところに水素とヘリウムが電離した領域があり、それにより生じるエネルギー流不安定が脈動の要因と考えられており、あわせて、外層が外へ向かって大量に流れ出している(質量放出)ことも知られている。ミラの脈動と光度ミラはその半径を大きく、具体的には最大径の40%もの変化を起こしている。光球の表面温度も1900K〜2500Kの間で変化する。この温度(平均2200K)は、恒星の中ではかなり低温の方だ(太陽は6000K)。このような低温星の場合、エネルギー放射の大半は赤外線で行われている。絶対温度(K)=摂氏(°C)+273)ミラは、可視光波長では大きな光度変化を示すが、赤外線波長では、大した光度変化を示さないことが古くから知られている。すると、なぜ可視光線だけが劇的な変化を見せるのかという問題が生じる。この問題を解決するにあたり、すぐに思いつくのは、サイズと温度が大きく変化するに伴い、可視光放射も変化するという考えだ。定量的に調べてみると、これでも無理があることがわかる。平均の半径が2天文単位で、表面温度が2200Kの低温星を仮定したとする。この天体を100パーセクの距離から見たときの可視等級は約4.5等程度。温度を維持したままで半径を±20%変化させても、光度は僅か0.4等しか変化しない。このことから、サイズの変化が可視等級を大きく変化させるとは考えにくい。温度の変化は可視等級の変化に大きく寄与するものの、それでも±15%の変化に対し等級は3.4等の変化と、これまた必要とされる7等級前後、倍数にして約1000倍の大きな振れ幅を稼げない。このように、サイズや温度の片方だけを考えても、光度変化の説明は苦しいことがわかる。