Najliczniejsza grupa gwiazd zmiennych pulsujących, charakteryzujące się dużymi zmianami jasności i długimi okresami; oznaczone jako M. Obecnie znamy ponad 5000 zmiennych typu M. Amplitudy ich zmian przekraczają niekiedy 10 wielkości gwiazdowych, a okresy zmienności wahają się od 90 do około 1000 dni. Najczęściej spotyka się mirydy o okresach 200 – 400 dni. Rekordzistką jest gwiazda BX Monocerotis, mająca okres 1374 dni.

Grupę gwiazd zmiennych długookresowych tworzą gwiazdy późnych typów widmowych, olbrzymy i nadolbrzymy typów M, R, N, lub S. Gwiazdy te należą do I lub II populacji gwiazdowej – obserwujemy je zarówno w płaszczyźnie Drogi Mlecznej (z wyraźną koncentracją ku centrum Galaktyki), jak i daleko od niej.

Największe amplitudy zmian jasności obserwujemy u gwiazd cyrkonowych (typu widmowego S), a najmniejsze u gwiazd typu widmowego N. Niska temperatura w fotosferach tych gwiazd powoduje, że dostrzegamy wyraźne czerwone zabarwienie. Kształt krzywej zmian jasności jest bardzo podobny do krzywych cefeid, jednak krzywa nie jest aż tak regularna – zarówno amplituda jak i okres często zmieniają się z cyklu na cykl.

Ze względu na duże amplitudy, większość miryd można obserwować przez niewielkie instrumenty amatorskie jedynie w pobliżu ich maksimum. Najjaśniejszą przedstawicielką tego typu zmiennych jest Mira Ceti (okres 331 dni), od której pochodzi nazwa całej grupy.