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[[File:碳星.jpg|300px|缩略图|右|<big>碳星</big>[http://tech.163.com/15/0517/08/APQ7PGB800094O5H.html 原图链接][http://tech.163.com/15/0517/08/APQ7PGB800094O5H.html 来自 网易科技 的图片]]]

'''碳星'''是[[大气层]]内的碳比氧多，类似[[红巨星]]<ref>[http://www.ufo-1.cn/article/201511/424.html 红巨星,最火爆的巨星]，外星探索，2015-11-23</ref> (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。通常碳星是一些温度只有2500-3500K的红巨星，但碳星并不是仅仅只有红色恒星组成，一些AGB后期逐渐向[[蓝色]]端演化的恒星也可以是碳星，比如[[北冕座]]R，这个恒星的表面温度就达约6500K.

碳星的质量不高，但这是由于碳星通过恒星风损失了大量[[物质]]的关系。碳星的前身星通常是比太阳重数倍的中大型恒星。碳星已经演化到了恒星的末期阶段，经过了这个阶段它将逐渐抛出自己的全部壳层，向着[[白矮星]]演化。

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。著名的碳星有[[猎犬座]]Y和[[天兔座]]R（欣德的红星）。

==物理机制==

有多种的天文物理机制可以解释碳星。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<ref>[http://www.tanmizhi.com/html/8141.html 白矮星是什么样的存在?停止核聚变的晚年恒星]，探秘志，2019-6-22</ref>。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。我们看这种系统相对来说的在质量传递上花了相当长的时间，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。

其他令人难以信服的机制，像是碳氮氧循环的失衡和核心氦闪也曾被认为是大气层中含[[碳]]量较少的碳星用来充实碳含量的机制。

==视频==
===<center> 碳星 相关视频</center>===
<center>科学发现第一颗碳星，大气层充满“煤灰” </center>
<center>{{#iDisplay:v0831hpj30b|560|390|qq}}</center>

==参考文献==

[[Category:320 天文學總論]]