Але от зірка закінчує півперіод своїх коливань. Її поверхня починає спадати, радіус зменшується. За цей час ударна хвиля встигає відійти від поверхні на декілька радіусів зірки. Запас енергії хвилі зменшується, її швидкість падає до 10 - 15 км/с. Така хвиля вже не спроможна нагріти газ настільки, щоб викликати іонізацію. Газ, прискорений хвилею, гальмується, а потім під дією сил тяжіння починає “осідати” знову до поверхні. Остигання газу призводить до рекомбінації атомів і до відновлення молекул TiО. Внаслідок цього емісійні лінії пропадають, а блиск зірки зменшується. І тоді ж, поблизу мінімуму, зірка починає черговий цикл коливань, її поверхня “спухає” і посилає в атмосферу новій ударну хвилю — все повторюється спочатку.
Можна сказати, що мінімум блиску міріди — це, очевидно, і є її нормальний, звичайнийстан; а максимум блиску — “збуджений”, що швидко проходить, як тільки зникає джерело збудження — ударна хвиля. Така картина дозволяє легко зрозуміти і розходження у висоті максимумів блиску в одній і тієї ж міріди, а також зсуви максимумів в часі щодо очікуваних моментів: ударна хвиля “відправлялася” трохи пізніше або трохи раніше, її швидкість була більше або менше, ніж у попередньому циклі, відповідно великим або меншим виявився її руйнівний вплив на атмосферу зірки.
Зауважимо ще, що у мірід сильно змінюється тільки оптичний блиск. Якщо ж брати болометричну зоряну величину (тобто сумарну в широкому діапазоні довжин хвиль, включаючи інфрачервону область), то вона змінюється мало. Молекули TiO — своєрідний клапан для оптичного випромінювання; їхняпоява або зникнення призводить у кінцевомурахунку лише до перерозподілу енергії між різними діапазонами спектра.
У спектрахнапівправильнихдовгоперіодичних змінних емісійні лінії спостерігаються дуже рідко. Мабуть, пульсують ці зіркислабше, і сильних ударних хвиль в їхніх атмосферах немає. Тому й амплітуда коливань їхнього блиску менше, оскільки молекули TiО присутні майже постійно.
Навколозоряні оболонки
Ударні хвилі призводять ще до одного слідства, дуже важливого для зірки. Вони як би то розштовхують, розганяють газ, із якого складається атмосфера, протидіючи силі тяжіння. У результаті атмосфера стає дуже протяжної і слабко пов'язаної з зіркою. Самі по собі ударні хвилі не можуть віднести помітну кількість газу. Але достатньо ще лише невеличкого впливу — і роздута атмосфера почне вилітати в міжзоряний простір. Отут важливу роль може зіграти навколозоряний пил.
На відстанях порядку 10а.о. від поверхні зірки газ вже достатньо холодний, його температура не перевищує 1000К. Ударні хвилі сюди якщо і доходять, те дуже ослабленими. У таких умовах починається конденсація атомів і молекул (окислів кремнію і металів) у тверді частки — порошини. Ці порошини під тиском випромінювання зірки поступово прискорюються назовні. Зштовхуючись з атомами і молекулами, вони захоплюють за собою газ. У результаті виникає витікання речовини з атмосфери. На зміну йому виноситься газ із внутрішніх частин атмосфери, але і його сягає та ж доля. Таким чином, зірка втрачає масу. Швидкість зменшення маси може бути значної, 10-6-10-5 М·/рік. У міжзоряне середовище з мірідпотрапляє величезна кількість пилу й атомів важких елементів, що істотно впливає на склад і структуру міжзоряного газу. Недарма в однієї з найбільше узвичаєних гіпотез про походження міжзоряного пилу джерелом її вважаються атмосфери червоних гігантів.
Очевидно, що стадія інтенсивної втрати речовини не може продовжуватися довго: за сотню тисяч років зірка з масою порядку сонячноївстигне розтрачувати значну частину своєї речовини. Тому і термін життя зірки у виді червоного пульсуючого гіганта порівняно нетривалий. Зрештою відбудеться повне скидання зовнішніх шарівзірки і залишиться гаряче компактне ядро — білий карлик, — оточене протяжною хмарою світного газу, або планетарною туманністю.
В процесі винесення речовини навколо міріди утвориться газопилова оболонка, що розширюється, швидкість її розльоту досягає декількох кілометрів у секунду. Навколозоряна оболонка має досить низьку температуру, нижче 1000 К. Концентрація газу там невелика, порядку 1012часток на 1 см3 у внутрішніх прошарках, а далі від зірки вона змінюється обернено пропорційно до квадрату відстані. Велика частина водню об'єднана в молекули Н2. Крім Н2 в оболонках мірід, багатих киснем, присутні молекули, що містять атом О (СО, ОН, Н2О, SiO). Сама оболонка нічим не виявляє себе в оптичній області спектра. Її присутність виявляється головним чином по лініях поглинання СО, ОН і Н2О в інфрачервоному діапазоні.
Крім того, дуже цікаву інформацію про навколозоряну оболонку можна одержати в радіодіапазоні. Спостереження на хвилях 2,6 мм і 1,3 мм показали, що багато мірід — це джерела випромінювання в лініях молекули СО. У деяких зірок вдалося виміряти і кутові діаметри областей , що випромінюють — вони відповідають лінійним розмірам у сотні і тисячі астрономічних одиниць.
Молекулярні мазери
Самимнесподіваним виявилося потужнемазерне випромінювання довгоперіодичнихзірок у лініях молекул ОН, Н20 і SiО. У молекул ОН воно відбувається в лініях на хвилі 18 см, у H2O — 1,55 см, у SiО — у міліметровому діапазоні на хвилях 7 мм, 3,5 мм і більш коротких. Умови в навколозоряній оболонці такі, що верхні рівні відповідних квантових переходів у цих молекул виявляються перенаселеними стосовно нижніх рівнів (тобто має місце постійне “накачування” молекул на верхні рівні). Якщо через шар газу, підготовлений таким чином, проходить радіовипромінювання з частотою, рівній частоті “накачаного” переходу, то воно викликає ланцюгову реакцію індукованих переходів у молекулах; в результаті випромінювання багаторазово посилюється. Аналогічний процес має місце в лабораторних квантових генераторах — лазерах і мазерах.
Всього мазерне випромінювання гідроксилу було знайдено приблизно у трьохсот довгоперіодичних змінних. Випромінюванням молекул води або окису кремнію володіють біля ста зірок. Майже всі вони розташовані не далі 300-500 пк від Сонця. Чутливість сучасних радіотелескопів не дозволяє виявляти міріди-мазери на великих відстанях, хоча є підстави вважати, що практично всі відомі мірідиспектрального класу М (тобто багаті киснем і молекулами з киснем) можуть бути джерелами мазерного випромінювання.
Умови для збудження молекул ОН, Н2О і SiО різноманітні, тому мазери, що породжують лінії цих молекул, розташовані на різних відстанях від зірки: Н2О і SiО — у внутрішніх частинах оболонки, ближче усього до зірки; а ОН — у самих зовнішніх. Такий розподіл підтверджується безпосередніми спостереженнями з високою кутовою роздільною здатністюнавколозорянихмазерів у мірідах (соті і тисячні долі секунди дуги).
Молекули в навколозоряній оболонці чуйно реагують на зміну навколишніх умов (змінність випромінювання зірки, проходження ударної хвилі і т.д.). Всі три видинавколозорянихмазерів — ОН, Н2О і SiO — володіють змінністю випромінювання. Зміни їхньої інтенсивності, безсумнівно, пов'язані зі змінністю зорі, але природа цього зв'язку ще далеко не вияснена. Більш-менш ясно тільки те, що “накачування” молекул ОН здійснюється інфрачервоним випромінюванням зорі. При зміні випромінювання зорі змінюється й інтенсивність емісії ОН, причому зміни мазера повторюють зміни блиску зорі із деяким запізненням, що відповідає часу поширення випромінювання від зірки до зовнішніх межнавколозоряної оболонки (декілька діб або десятків діб).
Зв'язок змінності мазерів SiО і Н2О із змінністю самих зірок також просліджується, але він складніше. Максимум мазерного випромінювання звичайно наступає через 2-3 місяця після максимуму візуального блиску, але не в кожному циклі змінності зірки. Інтенсивні спалахи мазерів частіше за все бувають пов'язані з більш яскравими максимумами. Часом мазерне випромінювання (особливо випромінювання H2О) слабшає або навіть пропадає на один-два періоду оптичної змінності, (як це трапилося наприкінці 1970-х років із мірідою U Оріона). Можна припускати, що мазери дуже чутливі до впливу ударних фронтів, що проходять у внутрішній області оболонки. Але інформації для рішення цієї задачі поки недостатньо — адже міріди спостерігаються в лініях Н20 і SiО лише 10-15 років, тобто протягом 10-15 циклів змінності, причому в відомостях про мазерне випромінювання багатьох із них є великіпрогалини. От чому так важливі систематичні рівномірні спостереження мірід в різних ділянках спектра — в радіолініях молекул, в оптичному й інфрачервоному діапазонах.
Напівправильні змінні зорі
Будь-які засоби класифікації зірок по типах змінності спираються на загальнийвидкривої блиску і спектральний клас. Проте, такий підхід не завжди вдалий, якщо мова йде про напівправильні змінні. Для них часто не можна розглядатизагальну криву блиску, тому що вона міститьділянки, характерні для зірок різноманітних типів. Відбувається це, мабуть, тому що напівправильні змінні зорі здебільшого, по-перше, мультиперіодичні і всі компоненти цієї мультиперіодичності виявляють себе дуже активно, тобто мають амплітуду, порівнянну з головним коливанням. А, по-друге, у багатьох зірок цього типу пульсації або ще не установилися, або по якимось причинах не стабільні, і період основного коливання також змінюється.
Але все таки ці зірки дуже схожі на зірки типу Міри Кита. Якби можна було "зібрати" всі неправильності мірід і збільшити їх у декількаразів, то утворилися б саме змінні з напівправильним типом зміни блиску. Термін "напівправильнізмінні"з'явився наприкінці двадцятих років. Їм позначалися зірки, які, на перший погляд, мали якусь періодичність, але з іншоїсторони їхнє поводження мало такі неправильності, що цю періодичність не вдавалося класифікувати. Поступово таких зірок ставало все більше, але до нашого часу накопичився також і великий спостережливий матеріал. Стало ясно, що всі ці зіркиє червоними гігантами або надгігантами і належать до зірок AGB або RGB.