おうし座T星の周りには、二つの双極分子流が見えている。一方はほぼ東西方向に延び視線方向に近い傾き、もう一方はほぼ南北方向に延び天球面に近い傾きで、それぞれ向きが全く異なっている。東西方向の双極分子流の西の端は、NGC 1555に到達し、ハービッグ・ハロー天体HH 155を形成している。南北方向の双極分子流も、ハービッグ・ハロー天体HH 355を形成する。最初は、東西方向の双極分子流がおうし座T星N、南北方向の双極分子流がおうし座T星Sから放出されていると考えられたが、星により近い領域での水素分子分布の複雑な構造が見えてくるにつれ、東西方向の双極分子流がおうし座T星Sから放出されていると考えられるようになっている。
おうし座T星の近くに、「ハインドの変光星雲」として知られる反射星雲NGC 1555がある。この星雲は、おうし座T星からの光を散乱して輝いているので、おうし座T星の変光に伴って明るさが変化している。19世紀後半には、20年以上にわたって見えない時期が続き、1890年にバーナードとバーナムが再発見した後も長い間暗かったが、1930年代以降は明るい状態が続いている。1868年には、オットー・フォン・シュトルーベがNGC 1555の西4分のところに小さな星雲NGC 1554を発見した。NGC 1554もおうし座T星に関係があるとされるが、1877年には見えなくなり、「シュトルーベの失われた星雲」と言われる。NGC 1555の再発見と合わせて、バーナムはおうし座T星自体を包む小さい星雲を発見した。楕円形で見かけの大きさが4秒程度のこの星雲の核心は、ハービッグ・ハロー天体（HH 225）であり、反射星雲ではないとみられる。
おうし座T星は、おうし座-ぎょしゃ座星形成領域に位置しており、星形成の舞台となる巨大分子雲に取り囲まれている。そのため、おうし座T星から放射された光や、放出された物質が、分子雲と相互作用することで、様々な星周構造がみられる。
おうし座T星Sbも強い減光を受けているが、おうし座T星Sa程ではないので、正体についてもう少し正確に予想されている。おうし座T星Sbは、スペクトル型がMのおうし座T型星で、質量はおうし座T星Saの4分の1程度と考えられる。おうし座T星Saとは異なり、近赤外線では少ししか変光しない。二つの電波源の内、南側のものは、おうし座T星Sbの磁気圏を起源とするまとまった電波源と、それを取り巻く広がった構造からなり、広がった構造の方は、定常的な恒星風ではなく、恒星風と周連星円盤とみられる星周物質の衝突によって生じていると予想される。
おうし座T星Saは、減光量が非常に大きいので、可視光や近赤外線の短い波長域では見えないが、3μmから長波長では、おうし座T星系で最も明るく、全体の放射エネルギーもおうし座T星Nの倍はあるとみられる。質量も、おうし座T星Saはおうし座T星Nより少し大きく、星系で最も質量が大きい天体となる。近赤外線で大きな変光を示し、激しいときには、数ヶ月で数等級明るさが変わり、波長2.2μmでもおうし座T星Sbより暗くなったことがある。変光に伴う色指数の変化からすると、この大きな変光は、星周物質による減光の変化によるものではないかと予想される。スペクトルは、降着現象を示唆する水素のBrγ輝線以外には、特徴がない。強い減光のため得られる情報が限られるので、おうし座T星Saの星自身の正体については、わかっていないことが多く、原始星、ハービッグAe星、オリオン座FU型星、おうし座T型星など、様々な予想がある。
ケプラー16bは、K型主系列星であるケプラー16Aと、M型主系列星であるケプラー16Bの連星の重心を中心として公転する周連星惑星である。周連星惑星の最初の例は、中性子星のPSR B1620-26と白色矮星のWD B1620-2の連星系を中心として公転する太陽系外惑星「PSR B1620-26 b」が1993年に発見されているが、恒星同士の連星を中心として公転する明確な例はケプラー16bが最初である。ケプラー16bは、ケプラー16系の重心から約1億500万km (0.71AU) 離れたところを約229日周期で公転しており、2012年頃は、ケプラー16Aの手前を7.2時間、ケプラー16Bを6.0時間かけて通過する。周連星惑星が恒星の手前を横切る様子が観測されたのも初である。ケプラー16の恒星同士も互いの手前を通過するアルゴル型食変光星であり、元々食変光星として観測されていた。ケプラー16bはケプラー16の恒星同士が食を起こしていない時にも、更に2度光度が変化する現象の説明として、第3の天体の食による光度変化として観測された。ケプラー16bは、連星系の惑星生成の限界であると考えられていた半径の内側を公転している点でも珍しい。マサチューセッツ工科大学のサラ・シーガーによると、接近した連星の惑星の軌道が安定するには、連星同士の軌道長半径の少なくとも7倍の距離が必要という。しかし、ケプラー16bの軌道長半径は、ケプラー16Aとケプラー16Bの軌道長半径の3.41倍しか離れていない。なお、この値は見つかっている周連星惑星の中で最小の値である。ケプラー16bがケプラー16Aとケプラー16Bの両方を通過するのは2014年までであり、2014年以降はAとBのどちらか片方しか通過しなくなる。そして2018年から2042年まではどちらの恒星の手前も通過しなくなり、トランジット法では検出されなくなる。