碳星是大氣層內的碳比氧多，類似紅巨星 (偶爾是紅矮星) 的晚期星。這兩種元素在恆星大氣的上層結合，形成一氧化碳，消耗掉大氣中所有的氧，只留下自由的碳原子和其他的碳結合，使得恆星充滿了像"煤灰"的大氣層， 而觀測人員看見的則是醒目的紅色。
在光譜上，這類恆星的特徵非常明顯，因此早在1860年就被安吉洛·西奇在早期的天文分光學上標示出來。在一般的恆星 (像太陽的恆星) ，大氣中的氧含量都比碳多。
天文物理的機制
有多種的天文物理機制可以解釋碳星。麥克盧爾 [1]將之區分為傳統碳星和另一種非傳統碳星，而後者的質量較低。
在傳統碳星，碳的豐盈度來自氦融合產生的，特別是恆星內部的3氦過程，這是當恆星演化到主序星歷程的尾聲，抵達漸近巨星分支 (AGB)時的核反應。這些融合的產生的碳和其他的產物，都經由對流的作用被送達恆星的表面。通常這些AGB的碳星還有一層氫殼進行氫的融合，但只能存在1萬至10萬年的歲月，恆星的殼層就轉而進行氦融合，而氫的融合就會突然的結束。在這個階段，恆星的亮度會增加，同時物質(主要是碳)從內部向外移動。因為光度上升、恆星膨脹，因此氦融合會突然停止，而氫殼層的融合又再度開始。當氦殼閃光（參考氦閃）進行的階段，因為許多氦殼閃光的轟擊會造成質量的重大損失，AGB星將會轉變成炙熱的白矮星，同時它大氣層中的物質成為行星狀星雲。
非傳統碳星被認為是雙星，且其中一顆被觀察到是巨星 (偶爾會是紅矮星)，另一顆是白矮星。目前觀察到的是一顆擁有豐富碳的巨星，當它還是主序星時就從伴星獲得物質(這顆伴星現在是白矮星)，且後者依然也是碳星。
對這個階段恆星演化的認識相對來說是相當簡略的，而且多數這一類恆星的結果都是白矮星。我們現在看這種系統相對來說的在質量傳遞上花了相當長的時間，所以現在觀察到這些紅巨星額外的碳不是來自恆星內部的[2]。鋇星，它們的光譜呈現出強烈的鋇和碳分子的特徵，也被認為是在這種場景之下生成的 (S-過程元素)。有時，將這種經由質量傳輸獲得額外碳的碳星被稱為"外因"碳星，以與來自AGB，由內部產生碳的"內因"碳星有所區別。在發現它們是聯星之前，這些都是難題，因為許多外因碳星不僅不夠亮，而且溫度也太低，因此不能自行產生碳。
碳星光譜
在定義上，碳星的光譜會以C2碳分子的斯旺譜線(Swan Bands)作為主導，還有許多其他的碳化合物，像是 CH、CN (氰)、C3和 SiC2，也都有一定的數量。碳在核心形成並且被擴散至上面的數層，戲劇性的改變了數層的結構。其他經由氦融合和S-過程被形成的元素，包括鋰和鋇，也都經由相同的"疏濬"至上層。
當天文學家在發展碳星的光譜類型時，在設法建立實感溫度與光譜的關聯時遭遇了極大的實質困難。麻煩的是所有被大氣層中的碳掩藏與吸收的譜線都是通常用於顯示恆星溫度的譜線。
碳星在1860年就已經被光譜分類的先驅佩特·安吉洛·西奇發現了，在西奇分類IV即以碳星為主角，他在1890年代後期重新被分類為N類恆星[3]。
在新的哈佛分類法中，N類稍後被R類取代，成為光譜中有碳的譜線而略帶紅色的恆星。之後R到N的分類被計畫與常規光譜交互使用，顯示R至N的序列是平行運作的分類c:a 相當於G7至M10的溫度[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 |
其他性質
由於夜視是對紅光敏感的，而桿細胞對星光的紅光敏感適應是緩慢的，因此業餘天文學家對星等的估計都偏重於參考紅色的變星，特別是碳星。為了不低估觀測到的恆星光度，必須知道該如何處理柏金赫現象造成的影響。
由於低的表面重力，碳星高達總質量一半以上的質量會隨著強大的恆星風流失到太空中。恆星的剩餘部分，富含碳類似於石墨的塵埃，因此成為星際塵埃的一部分。這些灰塵被認為是生成以後各代恆星和行星原始材料的重要成分。環繞著碳星的塵埃物質像毯子一樣，會吸收掉所有的可見光。
參考資料
相關條目
外部連結
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