Косвенным подтверждением влияния планет на долгопериодическую переменность красных гигантов может быть редкость (или даже полное отсутствие) мирид в старых подсистемах Галактики с низкой металличностью, т. е. в шаровых скоплениях и в галактическом гало. Низкометалличная среда не способствует образованию планет, для чего требуются тяжелые элементы. Подтверждением этого также служит видимое отсутствие звезд с планетами в шаровых скоплениях. На Космическом телескопе им. Хаббла был специально поставлен эксперимент по исследованию кратковременных снижений блеска 34 тысяч звезд в шаровом скоплении 47 Тукана. Такие ослабления блеска предположительно могли бы указывать на наличие планет, «затмевающих» свои звезды. Авторы эксперимента Р. Джиллиленд и др. проводили систематические наблюдения за скоплением 47 Тукана в течение восьми суток в июле 1999 г. Ни у одной звезды из 47 Тукана не было затмений, хотя по статистике наклонов орбит затмения должны были наблюдаться по меньшей мере у 15–20. Еще одна возможная причина отсутствия планетных систем у звезд шаровых скоплений — отрыв планет от звезд при близких их прохождениях. Итак, нет планетных систем — нет и переменных звезд типа Миры.
Еще одно наблюдательное свидетельство: интерферометрия мирид в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах выявила у звезд R Треугольника и О Кита наличие асимметрии в распределении яркости по диску звезды. Пока это единичные эксперименты. Большие надежды возлагаются на планируемые миссии космических интерферометров с большими базами, что позволит осуществить регулярное «картографирование» поверхности мирид. Периодическое появление «горячих пятен» в фазе с изменениями видимого блеска мирид послужило бы прямым подтверждением предлагаемой гипотезы.
Если переменность связана с эффектом «огненного шара» вокруг спутника, можно рассчитать, как будет меняться блеск звезды при движении «горящей планеты» по орбите вокруг красного гиганта. Такие расчеты кривых блеска выполнены автором статьи. Выбирались параметры центральной звезды, характерные для красных гигантов — проэволюционировавших звезд солнечного типа. Подбором элементов орбиты спутника (большая полуось а, эксцентриситет е, наклонение орбиты i, долгота перигелия со) можно воспроизвести практически любую наблюдаемую форму кривых блеска, в том числе с горбами на восходящей и нисходящей ветвях и даже с двойным максимумом (как у R Треугольника). Модель также объясняет изменения периодов звезд. У некоторых мирид период довольно быстро сокращается. Так у R Гидры, известной как переменная с 1704 года, период к настоящему времени сократился с -500 до 386 суток. У R Орла с 1856 года — от 348 до 279 суток. Уменьшение периода естественно связать с торможением планеты в атмосфере красного гиганта. У некоторых мирид (их немного) период увеличивается. Например, у W Дракона период возрос с 257 суток в 1904 году до 279 суток в 1969 году. Возможно, эти мириды быстро теряют массу, что приводит к увеличению размеров орбиты планеты. Интересно также, что модель воспроизводит и зависимость «период-светимость» для мирид — до сих пор считалось, что эта зависимость обусловлена пульсационными свойствами звезд.