碳星

表層含有的碳多於氧的紅巨星。

天鵝座TT型星是一顆温度不高的紅巨星。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着天鵝座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，這些重量佔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。

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。

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。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説是相當簡略的，而且多數這一類恆星的結果都是白矮星。我們看這種系統相對來説的在質量傳遞上花了相當長的時間，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，而且温度也太低，因此不能自行產生碳。

其他令人難以信服的機制，像是碳氮氧循環的失衡和核心氦閃也曾被認為是大氣層中含碳量較少的碳星用來充實碳含量的機制。

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，在設法建立實感温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温度的譜線。