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。通常碳星是一些溫度只有2500-3500K的紅巨星，但碳星並不是僅僅只有紅色恆星組成，一些AGB後期逐漸向藍色端演化的恆星也可以是碳星，比如北冕座R，這個恆星的表面溫度就達約6500K.
碳星目前的質量不高，但這是由於碳星通過恆星風損失了大量物質的關係。碳星的前身星通常是比太陽重數倍的中大型恆星。碳星已經演化到了恆星的末期階段，經過了這個階段它將逐漸拋出自己的全部殼層，向著白矮星演化。
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。著名的碳星有獵犬座Y和天兔座R（欣德的紅星）。
基本介紹
- 中文名：碳星
- 外文名：Carbon star
- 別稱：黑炭塔
- 分類：恆星，變星，紅巨星
- 發現者：田海川
- 發現時間：2015.10.13
- 質量：0.8-5個太陽質量
- 平均密度：3212978=black hole
- 直徑：10-700倍太陽直徑
- 表面溫度：2000-7000K
- 反照率：不是行星
- 絕對星等：亮於-2.0
- 光譜類型：C
- 最大碳星：獅子座CW
星體構造,物理機制,觀測碳星,
星體構造
天鵝座TT型星是一顆溫度不高的紅巨星。這張天鵝座TT型星的假色圖，是由毫米電波望遠鏡 的數組拍攝的，圖中的影像是由一氧化碳(CO)分子所發出的無線電波，由圖可看出一氧化碳環繞著天鵝座TT型星。圖中間的一氧化碳發射源，是紅巨星於數百年內吹出來的。而外圍薄環的半徑大約有1/4光年，實際上它是一層向外膨脹的氣體，大約是6000年前開始膨脹的。 像天鵝座TT型星的這類星球，它們含碳的比例比一般恆星還要高，這就是為何稱呼它們為碳星的原因。碳可能是來自於恆星內部氦融合後的產物。碳星會以恆星風的方式，拋掉相當多的重量，這些重量占了恆星總重量相當大的比例。吹出的恆星風變成星際氣體，而未來新誕生的恆星將由這些星際氣體所組成。天鵝座TT星距離我們約1500Ly
物理機制
有多種的天文物理機制可以解釋碳星。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。
