Fue bautizada como Mira (latín por 'maravillosa' o 'asombrosa') por Johannes Hevelius en su Historiola Mirae Stellae (1662).[3] Puede ser que la variabilidad de Mira fuera ya conocida en la antigua China, Babilonia y Grecia.Hay una considerable especulación sobre si Mira había sido ya observada antes de Fabricius.La historia de Algol (β Persei) —con seguridad conocida como variable en 1667, aunque distintas leyendas muestran que había sido observada desde milenios con recelo— sugiere que Mira pudiera haber sido conocida en la antigüedad.Otros catálogos, como los de Ptolemeo, Al-Sufi, Ulugh Beg y Tycho Brahe no la mencionan, ni siquiera como estrella «normal».Se piensa que probablemente Mira B es una enana naranja de tipo K con una masa aproximada de 0,7 masas solares, y no una enana blanca como se creyó inicialmente.[13] Sin embargo, en 2010, una investigación adicional indicó que Mira B es en realidad una enana blanca.Esto también está causando inestabilidad dinámica en Mira, dando lugar a cambios drásticos en la luminosidad y el tamaño en periodos de tiempo más cortos e irregulares.Los ciclos individuales también varían; los máximos bien documentados llegan hasta la magnitud 2,0 en brillo y hasta 4,9, un rango de casi 15 veces en brillo, y hay sugerencias históricas de que la dispersión real puede ser tres veces esto o más.Los mínimos oscilan mucho menos, e históricamente se han situado entre 8,6 y 10,1, un factor de cuatro veces en luminosidad.Las imágenes ultravioletas del HST y las posteriores imágenes de rayos X del Telescopio espacial Chandra muestran una espiral de gas que se eleva desde Mira en dirección a Mira B.[cita requerida] En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor de Mira B.[21] Sin embargo, en 2010 nuevas investigaciones indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca.
