共生星
共生星は連星系で、連星間には相互作用が発生している。連星を構成するのは、進化した晩期型巨星と、高温のコンパクト星で、巨星から高温度星へ質量移動が起き、高温度星の周りには降着円盤が形成される。連星の周りには、星雲状の星周構造が形成され、その起源は連星から放出された物質である。
かつては、共生星を単独星と考える説もあった。初期にまとめられた共生星の特徴は、単独星であっても説明することはできたし、既知の赤色巨星と高温度星の連星系とは観測的な特徴が異なっていたからである。ただし、視線速度の変化など、連星と考えた方が都合が良いデータも存在し、1980年代以降観測技術の進歩によって得られた知見から、晩期型巨星と高温度星の連星という描像が定説となった。
共生星の中の晩期型巨星は、多くがM型の赤色巨星だが、一部にはK型やG型の黄色巨星で構成される共生星もある。また、2割程度はミラ型星などの脈動変光星である。赤色巨星全体の傾向と比較すると、共生星中の赤色巨星は、より晩期型の赤色巨星に偏ることがわかっている。赤色巨星は、晩期型のもの程大きさも質量放出も大きくなる傾向が知られ、これはつまり、共生星に特有の現象を発生させるには、巨星の大きさや質量放出率が重要で、それらが大きくなった巨星を持つ系が、共生星になりやすいものと推測される。
共生星における晩期型巨星の物理的性質を調べると、質量は概ね太陽の2から3倍よりも小さい低質量星とみられ、太陽と同程度から太陽の2倍程度の質量のものが多い。光度は高めで、多くの巨星は漸近巨星枝星、もしくは明るい赤色巨星と考えられ、質量放出率が高いものが多いことと整合する。ただし、平均的なM型巨星や、黄色巨星である共生星も一部存在し、そのような系でも共生星としての現象が発生するには、高い質量放出率が要求され、連星にはたらく潮汐力などが質量放出を引き上げている可能性がある。
巨星が脈動変光星の場合、その周りには大量の星周塵が形成されており、強い減光を引き起こす場合がある。共生星の中には、20等級に及ぶ減光で可視光では全くみえないようなものもある。また、塵の分布も一様・安定とは限らず、独特の変光を示す原因となるものもある。一方、単独の脈動変光星で普遍的にみられる、星周分子からのメーザー放射は、分子種によってはほとんどの共生星の赤色巨星で検出できないものがあり、連星を形成する高温度星の影響があると考えられる。
変光星総合カタログにおける分類では、NC型とされ、「遅い新星」よりも更にゆっくり変化する新星と位置付けられている。共生新星の爆発は、白色矮星で起きる熱核暴走反応によって起きるが、新星風の痕跡はみられない。共生新星となる系では、高温度星は低質量または中質量の白色矮星で、爆発を起こしても、降着質量の大部分を回復する。共生新星は、これまでに9つが確認されており、有名なものにはペガスス座AG星(英語版)、はくちょう座V1016星などがある。
回帰新星
回帰新星の中に、共生星の特徴を持つものがあり、それらは「共生回帰新星」とも呼ばれる。共生新星が非常に遅い新星だったのに対し、共生回帰新星は、光度変化も、再度爆発するまでの時間も、非常にはやいことが特徴である。共生回帰新星では、高温度星が大質量の白色矮星で、その質量は太陽質量を超え、チャンドラセカール限界に近いものとなっている。この質量が、急激な光度変化を可能にし、爆発による物質放出の初速も4,000 km/s以上と速い。共生回帰新星は、5つが知られており、へびつかい座RS星、かんむり座T星、はくちょう座V407星が有名である。