米拉变星处于中、小质量恒星演化的晚期阶段，是一种光变周期在80天以上的长周期变星。 由于它们总体较亮，易于观测，且距离 可以从光变周期中大致估算得到， 天文学家长久以来将其作为很多天体物理问题的探针。例如，建立大量米拉变星的物质组成和空间分布图像可以帮助人们了解到关于银河系结构和演化的重要信息。也正因如此，米拉变星的样本量越大，得到的物理参数就越准确。
左：LAMOST的M型米拉变星光谱，从M0到M10温度逐渐降低。右：普通M巨星光谱。
传统上寻找米拉变星的方法是对许多恒星进行持续几年的测光观测，再根据光变曲线确认它们的类型。LAMOST望远镜的观测提供了基于光谱特征的新思路。与普通巨星不同的是，米拉光谱在特定时期（如光度极大前后）会表现出氢和某些金属元素的发射线。利用这一特点，研究人员通过测量谱线强度，并结合公开的近红外测光数据（2MASS），从LAMOST第四期数据七百余万条光谱中筛选出两百余条属于191颗恒星的发射线光谱。这些新的米拉候选体需要后续长期的测光来确认它们的“身份”。
此外，研究人员得到了281条已知米拉变星的LAMOST光谱，这其中包含12条因数量稀少此前未被细致研究过的早型星（M0-M3）。经过对照和量化，他们发现富氧型米拉变星氢巴尔莫线系中前四条发射线的相对强度与恒星温度存在显著相关性——恒星温度越低，高级发射线（Hdelta）相对强度越大。这一关系很好地证明了Joy等人提出的米拉大气模型的正确性，及恒星大气中TiO分子吸收区域位于氢原子激发层之上，能够有效地覆盖低级谱线（Halpha，Hbeta）的发射，而低温恒星中分子吸收更为显著。
（信息来源：LAMOST之声）
