共生星
晩期型巨星が球対称ではない場合、公転運動に伴って、光球面の見かけの大きさ(天球面に射影した面積)が変化することで、変光が生じる。この場合、晩期型巨星は、ロッシュ・ローブを満たしていると考えられる。かつては、観測から見積もった晩期型巨星の半径は、ロッシュ・ローブ半径より小さいので、楕円体変光は起きないと考えられていたが、実際には楕円体変光を示す共生星がみつかっている。楕円体変光を示す共生星の多くは、爆発を繰り返している系で、代表的なものはかんむり座T星である。
共生星が近赤外線で観測されるようになると、その特徴から大きく2つに分かれることが明らかになった。近赤外線でのスペクトルが、晩期型巨星のスペクトルで占められているものを「S型」と呼び、晩期型巨星だけでなく、1,000K以下の温かい星周塵の放射とみられる成分によって赤外超過が起きているものを「D型」と呼ぶ。Sは、「恒星の(Stellar)」から、Dは「塵だらけの(Dusty)」から、それぞれ名付けられている。S型は共生星全体のおよそ7割を占め、残りがD型とされる。また、D型の中でも晩期型巨星が赤色巨星ではなく黄色巨星である共生星は、「D'型」と分類される。概ね、S型の巨星は普通の巨星に近く、D型の巨星は脈動変光星と考えられる。
共生星という名称は、生態学用語で、異なる種類の生物が一方的あるいは相互の利点のために密着して生活していること、を意味する「共生(symbiosis)」が由来であり、ポール・メリルが命名した。メリル本人によれば、1941年に自身が執筆した論文が初出である。それ以前は、「結合スペクトル」星などと呼ばれていた。
共生星の起こりは、ヘンリー・ドレイパーカタログの編纂に際し、HD 221650に特異なスペクトルがみられるという注釈が付いたことにある。その後、この恒星は変光星であることがわかり、アンドロメダ座Z星(英語版)と命名され、ジョン・プラスケット(英語版)によって恒星のスペクトルと星雲のスペクトルを併せ持つことが示された。1930年代には、メリルが幾つかの変光星に同様の特徴がみられることを明らかにし、共通する成分を特定していった。
メリルの定義では、スペクトルに酸化チタン分子(TiO)の吸収帯とヘリウムイオン(He II)の輝線が両方含まれることが、共生星の条件である。TiO吸収帯は、M型星に強く現れる成分で、He II輝線は、OB型星といった高温度星で観測される成分である。M型とO型は、恒星の表面温度でいうと低温と高温の極限であり、そのようなかけ離れた特徴が共存することが、共生星の特徴となる。
メリル以降、1950年代から1960年代に共生星の研究が進展したことを受け、アレクサンドル・ボヤルチュク(ロシア語版)やデイヴィッド・アレンが定義を練り直していった。