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炭素星（C型星）は、一般的に漸近巨星分枝星、つまり大気中に酸素よりも炭素が多く含まれる明るい赤色巨星です。[ 1 ] 2つの元素は星の上層で結合して一酸化炭素を形成し、大気中の酸素の大部分を消費するため、炭素原子は自由に他の炭素化合物を形成でき、星は「すす状」の大気と鮮やかなルビーレッドの外観になります。矮星や超巨星の炭素星もいくつかあり、より一般的な巨星は区別するために古典的炭素星と呼ばれることもあります。
ほとんどの恒星（太陽など）では、大気は炭素よりも酸素を多く含んでいる。炭素星の特徴を示さないものの、一酸化炭素を生成するのに十分な温度の通常の恒星は、そのため酸素に富む恒星と呼ばれる。
炭素星は非常に特徴的なスペクトル特性を持ち、[ 2 ] 1860年代にアンジェロ・セッキによって初めてスペクトルによって認識されました。これは天文学的分光法の先駆的な時代でした。
定義上、炭素星は分子C 2に由来するスペクトルスワンバンドが支配的です。CH、CN (シアン)、C 3、SiC 2など、他の多くの炭素化合物が高濃度で存在する可能性があります。炭素は中心部で形成され、上層に循環し、層の組成を劇的に変化させます。炭素に加えて、バリウム、テクネチウム、ジルコニウムなどのS プロセス元素がシェルフラッシュで形成され、表面に「浚渫」されます。[ 3 ]
天文学者たちが炭素星のスペクトル分類を開発した際、スペクトルと星の実効温度を関連付けようとする際に、かなりの困難に直面した。その原因は、大気中の炭素が、通常星の温度指標として用いられる吸収線を覆い隠してしまうことだった。
炭素星は、ミリ波帯およびサブミリ波帯において、豊富な分子線スペクトルを示す。炭素星CW Leonisでは、50種類以上の周星分子が検出されている。この星は、新たな周星分子の探索によく用いられる。
炭素星は、スペクトル分類の先駆者であるアンジェロ・セッキが炭素星のためにセッキクラスIVを設立した1860年代にすでに発見されており、1890年代後半にはNクラス星に再分類された。[ 4 ]
この新しいハーバード分類法を用いて、Nクラスは後にスペクトルの特徴的な炭素バンドを共有する、より赤みの薄い星のためのRクラスによって拡張された。後にこのRからNへの分類法と従来のスペクトルとの相関関係を調べたところ、RN系列は星の温度に関してc:a G7からM10とほぼ平行していることが示された。[ 5 ]
後の N クラスは、対応する M タイプとあまりよく一致しません。ハーバード分類は温度だけでなく炭素存在量にも部分的に基づいていたため、この種の炭素星分類が不完全であることがすぐに明らかになりました。代わりに、温度と炭素存在量を扱うために、新しい二重番号の星クラス C が設立されました。Y Canum Venaticorumで測定されたこのようなスペクトルは、C5 4と決定されました。ここで、5 は温度依存の特徴を指し、4 はスペクトル中の C 2スワンバンドの強度を指します。(C5 4は、C5,4 と表記されることもよくあります)。[ 6 ]このモーガン-キーナン C システム分類は、1960 年から 1993 年までの古い RN 分類に取って代わりました。
2次元のモーガン・キーナンC分類は、開発者の期待に応えることができなかった。
1993年にフィリップ・キーナンによって新しい改訂版モーガン・キーナン分類が発表され、CN、CR、CHのクラスが定義された。後にCJとC-Hdのクラスが追加された。[ 7 ]これが今日使用されている確立された分類システムである。[ 8 ]
炭素星は、複数の天体物理学的メカニズムによって説明できる。古典的な炭素星は質量に基づいて非古典的な炭素星と区別され、古典的な炭素星の方が質量が大きい。 [ 11 ]
古典的な炭素星、すなわち現代のスペクトル型CRとCNに属する星では、炭素の存在量はヘリウム核融合、特に星内部でのトリプルアルファ過程の産物であると考えられています。この過程は、巨星が漸近巨星分枝（AGB）の末期近くに到達するものです。これらの核融合生成物は、炭素やその他の生成物が生成された後、対流（いわゆる第3のドレッジアップ）のエピソードによって恒星表面に運ばれてきました。通常、この種のAGB炭素星は水素燃焼殻で水素を核融合させますが、10⁴ ～ 10⁵年の間隔を置いて、星は一時的に水素核融合が停止する一方で、ヘリウム燃焼殻へと変化します。この段階では、星の光度が上昇し、星の内部からの物質（特に炭素）が上昇します。光度が上昇するため、星は膨張し、ヘリウム核融合が停止し、水素殻の燃焼が再開します。これらのシェルヘリウムフラッシュの間、恒星からの質量損失は大きく、多くのシェルヘリウムフラッシュの後、AGB星は高温の白色矮星に変化し、その大気は惑星状星雲の物質となる。
CJ 型とCH型に属する非古典的な炭素星は連星であると考えられており、一方の星は巨星（またはまれに赤色矮星）として観測され、もう一方の星は白色矮星として観測される。現在巨星として観測されている星は、まだ主系列星であったときに、伴星（つまり、現在白色矮星である星）がまだ古典的な炭素星であったときに、炭素に富む物質を降着した。この恒星進化の段階は比較的短く、そのような星のほとんどは最終的に白色矮星になる。これらの系は現在、質量移動イベントから比較的長い時間が経過してから観測されているため、現在の赤色巨星で観測されている余分な炭素はその星内で生成されたものではない。[ 11 ]このシナリオは、炭素分子とバリウム（ s 過程元素）の強いスペクトル特性を持つことで特徴付けられるバリウム星の起源としても受け入れられている。質量移動によって余剰炭素を得た恒星は、内部で炭素を生成する「内在性」AGB星と区別するために、「外在性」炭素星と呼ばれることがある。これらの外在性炭素星の多くは、自ら炭素を生成するには光度が低すぎたり温度が低すぎたりするため、連星系であることが発見されるまでは謎だった。
謎めいた水素欠乏炭素星（HdC）は、スペクトル型C-Hdに属し、Rコロナエボレアリス変光星（RCB）と何らかの関係があるように思われるが、それ自体は変光星ではなく、RCBに典型的な特定の赤外線放射を欠いている。HdCは5つしか知られておらず、連星であることは知られていないため[ 12 ] 、非古典的な炭素星との関係は不明である。
CNOサイクルの不均衡や中心部のヘリウムフラッシュなど、説得力に欠ける他の理論も、小型炭素星の大気における炭素濃縮のメカニズムとして提案されている。
古典的な炭素星のほとんどは、長周期変光星と呼ばれるタイプの変光星である。
夜間視力は赤色光に鈍感であり、赤色光に敏感な眼の桿体細胞が恒星の光に順応するのに時間がかかるため、赤色変光星、特に炭素星の等級を推定する天文学者は、観測対象の恒星の等級を過小評価しないように、プルキンエ効果への対処法を知っておく必要がある。
表面重力が低いため、炭素星の総質量の半分（またはそれ以上）が強力な恒星風によって失われる可能性がある。そのため、星の残骸であるグラファイトに似た炭素を豊富に含む「塵」は、星間塵の一部となる。[ 13 ]この塵は、次の世代の星とその惑星系の形成に必要な原材料を提供する上で重要な要素であると考えられている。炭素星を取り巻く物質は、塵が可視光をすべて吸収するほどに星を覆う可能性がある。
炭素星からの炭化ケイ素流出物は、初期の太陽星雲に集積し、比較的変化していないコンドライト隕石のマトリックス中に残存した。これにより、1～3太陽質量の炭素星の周星環境の同位体分析を直接行うことができる。炭素星からの恒星流出物は、隕石中に見られる太陽系形成以前の炭化ケイ素の大部分の起源である。[ 14 ]
その他の炭素星の種類には以下のようなものがある。
古典的な炭素星は、特に近赤外線で非常に明るいため、近傍の銀河で検出できます。炭素星はスペクトルに強い吸収線があるため、酸素に富む星よりも近赤外線で赤みが強く、測光色で識別できます。[ 16 ] 個々の炭素星はすべて同じ光度を持つわけではありませんが、類似の銀河では、炭素星の大きなサンプルはほぼ同じ中央値を持つ光度確率密度関数（PDF）を持ちます。したがって、その関数の中央値は、銀河までの距離を決定するための標準光源として使用できます。PDF の形状は、銀河内の AGB 星の平均金属量によって変化する可能性があるため、他の方法で距離がわかっているいくつかの近傍銀河を使用してこの距離指標を較正することが重要です。[ 15 ] [ 17 ]