碳星

碳星（carbon star）是一類特殊的紅巨星，具有過高的碳和鋰元素。

簡介

碳星

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

分類與認識

有多種的天文物理機制可以解釋碳星。麥克盧爾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。

傳統碳星

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曆程的尾聲，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。

白矮星-內部結構模型圖

非傳統碳星

碳星

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。對這個階段恆星演化的認識是相當簡略的，這一類恆星多數是白矮星，現在觀察到這些紅巨星額外的碳不是來自恆星內部的。

碳星光譜

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。

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。