碳星是大气层内的碳比氧多，类似红巨星 (偶尔是红矮星) 的晚期星。这两种元素在恒星大气的上层结合，形成一氧化碳，消耗掉大气中所有的氧，只留下自由的碳原子和其他的碳结合，使得恒星充满了像"煤灰"的大气层， 而观测人员看见的则是醒目的红色。
在光谱上，这类恒星的特征非常明显，因此早在1860年就被安吉洛·西奇在早期的天文分光学上标示出来。在一般的恒星 (像太阳的恒星) ，大气中的氧含量都比碳多。
天文物理的机制
有多种的天文物理机制可以解释碳星。麦克卢尔 [1]将之区分为传统碳星和另一种非传统碳星，而后者的质量较低。
在传统碳星，碳的丰盈度来自氦融合产生的，特别是恒星内部的3氦过程，这是当恒星演化到主序星历程的尾声，抵达渐近巨星分支 (AGB)时的核反应。这些融合的产生的碳和其他的产物，都经由对流的作用被送达恒星的表面。通常这些AGB的碳星还有一层氢壳进行氢的融合，但只能存在1万至10万年的岁月，恒星的壳层就转而进行氦融合，而氢的融合就会突然的结束。在这个阶段，恒星的亮度会增加，同时物质(主要是碳)从内部向外移动。因为光度上升、恒星膨胀，因此氦融合会突然停止，而氢壳层的融合又再度开始。当氦壳闪光（参考氦闪）进行的阶段，因为许多氦壳闪光的轰击会造成质量的重大损失，AGB星将会转变成炙热的白矮星，同时它大气层中的物质成为行星状星云。
非传统碳星被认为是双星，且其中一颗被观察到是巨星 (偶尔会是红矮星)，另一颗是白矮星。目前观察到的是一颗拥有丰富碳的巨星，当它还是主序星时就从伴星获得物质(这颗伴星现在是白矮星)，且后者依然也是碳星。
对这个阶段恒星演化的认识相对来说是相当简略的，而且多数这一类恒星的结果都是白矮星。我们现在看这种系统相对来说的在质量传递上花了相当长的时间，所以现在观察到这些红巨星额外的碳不是来自恒星内部的[2]。钡星，它们的光谱呈现出强烈的钡和碳分子的特征，也被认为是在这种场景之下生成的 (S-过程元素)。有时，将这种经由质量传输获得额外碳的碳星被称为"外因"碳星，以与来自AGB，由内部产生碳的"内因"碳星有所区别。在发现它们是联星之前，这些都是难题，因为许多外因碳星不仅不够亮，而且温度也太低，因此不能自行产生碳。
碳星光谱
在定义上，碳星的光谱会以C2碳分子的斯旺谱线(Swan Bands)作为主导，还有许多其他的碳化合物，像是 CH、CN (氰)、C3和 SiC2，也都有一定的数量。碳在核心形成并且被扩散至上面的数层，戏剧性的改变了数层的结构。其他经由氦融合和S-过程被形成的元素，包括锂和钡，也都经由相同的"疏濬"至上层。
当天文学家在发展碳星的光谱类型时，在设法建立实感温度与光谱的关联时遭遇了极大的实质困难。麻烦的是所有被大气层中的碳掩藏与吸收的谱线都是通常用于显示恒星温度的谱线。
碳星在1860年就已经被光谱分类的先驱佩特·安吉洛·西奇发现了，在西奇分类IV即以碳星为主角，他在1890年代后期重新被分类为N类恒星[3]。
在新的哈佛分类法中，N类稍后被R类取代，成为光谱中有碳的谱线而略带红色的恒星。之后R到N的分类被计划与常规光谱交互使用，显示R至N的序列是平行运作的分类c:a 相当于G7至M10的温度[4]。
| MK-type | R0 | R3 | R5 | R8 | Na | Nb |
| giant equiv. | G7-G8 | K1-K2 | ~K2-K3 | K5-M0 | ~M2-M3 | M3-M4 |
| Teff | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | --- | --- |
| MK-type | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| giant equiv. | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | K1-K2 | K3-K4 | K5-M0 | M1-M2 | M3-M4 |
| Teff | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | --- | --- |
| class | spectrum | population | MV[5] | theory | temperature range (K)[6] |
example(s) | # known |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| classical carbon stars | |||||||
| C-R: | the old Harvard class R reborn: are still visible at the blue end of the spectrum, strong isotopic bands, no enhanced Ba line | medium disc pop I | 0 | red giants? | 5100-2800 | S Camelopardalis | ~25 |
| C-N: | the old Harvard class N reborn: heavy diffuse blue absorption, sometimes invisible in blue, s-process elements enhanced over solar abundance, weak isotopic bands | thin disc pop I | -2.2 | AGB | 3100-2600 | R Leporis | ~90 |
| non-classical carbon stars | |||||||
| C-J: | very strong isotopic bands of C2 and CN | unknown | unknown | unknown | 3900-2800 | Y Canum Venaticorum | ~20 |
| C-H: | very strong CH absorption | halo pop II | -1.8 | bright giants, mass transfer (all C-H:s are binary [7]) | 5000-4100 | V Arietis, TT Canum Venaticorum | ~20 |
| C-Hd: | hydrogen lines and CH bands weak or absent | thin disc pop I | -3.5 | unknown | ? | HD 137613 | ~7 |
其他性质
由于夜视是对红光敏感的，而杆细胞对星光的红光敏感适应是缓慢的，因此业余天文学家对星等的估计都偏重于参考红色的变星，特别是碳星。为了不低估观测到的恒星光度，必须知道该如何处理柏金赫现象造成的影响。
由于低的表面重力，碳星高达总质量一半以上的质量会随着强大的恒星风流失到太空中。恒星的剩余部分，富含碳类似于石墨的尘埃，因此成为星际尘埃的一部分。这些灰尘被认为是生成以后各代恒星和行星原始材料的重要成分。环绕着碳星的尘埃物质像毯子一样，会吸收掉所有的可见光。
参考资料
相关条目
外部链接
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