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''' 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 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 座]]Y 和 [[ 天兔 座R 座]]R （欣德的红星）。

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（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。