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顶着“煤灰”状大气的碳星

碳星是个啥？
1869年，人们发现了第一颗碳星G77-61。与普通恒星不同，它们的大气中，碳比氧多。碳星大气中，碳与氧结合形成一氧化碳CO，多余的碳则形成C2，CN和CH等化合物。因此，与其它恒星相比，碳星光谱具有非常明显的特征，即有很强的C2，CN和CH等分子带。
顶着“煤灰”状大气的碳星
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图1. 想象的碳星图像(图源：网络)
在G77-61这颗星发现之前，人们一直认为碳星是处于渐近巨星支(AGB)阶段的恒星，它们大气中的碳，通过AGB阶段的第三次挖掘过程从恒星内部被“挖掘”到大气中。这种解释被称作传统的碳星产生机制，通过这种机制产生的碳星被称为“内因碳星”。
1986年，迪尔伯恩等人发现G77-61其实是一颗双星，它有一颗冷的光学不可见的白矮星伴星。天文学家认为G77-61大气中的碳，是从它的白矮星伴星吸积过来的，当时伴星还处于热脉冲(TP-AGB)阶段。这种双星理论被称为是非传统的碳星产生机制，通过这种机制产生的碳星被称为“外因碳星”。
碳星家族
1993年，基南提出了摩根-基南(MK)分类系统，他根据光谱特征将碳星分为7类，这种分类方法在后续的中/低分辨光谱的分类中得到了广泛的应用。1996年，伯恩鲍姆等人改进了MK分类系统，将碳星分为C-H、C-R、C-J、C-N和Ba星五种。
C-H星被认为是温度较高的光谱型从G到K的普通巨星，它们是星族二恒星，年老且金属元素含量低。通常来说，C-H星的运动速度较快，运动学性质显示它们位于银河系晕中。利用视向速度巡天，人们发现C-H是双星，它们有一颗致密的白矮星伴星，质量转移是它们表面大气碳增加的原因，因此C-H是“外因”碳星。在C-H星的光谱中，最显著的特征是4340 ? 附近有很强的CH分子带，如图2上图中红色部分所示。
Ba星是比德尔曼和基南于1951年首次发现，它们是一类特殊的红巨星，光谱型大致从G8到K2。在Ba星的光谱中，有很强的s-过程元素谱线，比如4554 ?和6496?的Ba II线以及4077 ?的Sr II线，如图2的下图红色部分所示。
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图2. 郭守敬望远镜LAMOST中发现的C-H星和Ba星(图源：作者)
像Ba和Sr这种比Fe重的元素，是AGB阶段恒星内部通过慢中子俘获过程(s-过程)产生的，而Ba星是还未演化到AGB阶段的红巨星，它们还无法产生这些重元素。
1980年， 麦克卢尔等人通过监测视向速度变化，发现Ba星实际上也是双星，它们大气中的碳和重元素实际上是通过质量传递从一个AGB伴星上吸积过来，因此与C-H星一样，Ba星也是“外因”碳星。
除了少量早型C-H星，C-R星是最热的碳星，它们的起源目前尚无定论。人们一直认为C-R星是银河系厚盘上的单星，但是它们比AGB阶段恒星更低的光度和更高的有效温度，使得它们大气中富裕的碳不太可能是AGB阶段第三次挖掘过程产生的。
后续的研究发现，C-R星可能曾经是双星，但是主星和伴星之间的距离使得它们无法演化到巨星和AGB阶段就合并为一颗单星，合并过程中恒星内部氦闪产生的碳被混合到恒星的表面。因此，与C-H和Ba星一样，C-R星也是“外因”碳星。在C-R星的光谱中，最显著特征是有很强的CaI(4226?)线，如图3上图中红色部分所示。
到目前为止，C-N星的起源研究的最为清楚，它们是处于AGB演化阶段的恒星，大气中的碳是AGB阶段第三次挖掘过程从恒星内部“挖掘”到表面的。因此，C-N星是“内因”碳星。在C-N星的光谱中，最大的特征是波长小于4400 ?时，流量很快衰减至消失，如图3下图红色部分所示。
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图3. 郭守敬望远镜LAMOST发现的C-R星和C-N星(图源：作者)
C-J星这个名字是布依格1954年第一次提出的，与C-R类似，C-J星的确切演化阶段和性质尚不清楚。与AGB星不同，C-J星的大气中并没有表现出s-过程元素增加，因此它们很可能不是处于AGB演化阶段的“内因”碳星。
有研究显示，C-J星和C-R星大气中的碳可能产生于相同的机制，但目前尚未发现这两类星之间的联系，因此尚不能确定C-J星是否是冷却和演化后的C-R星。在C-J星的光谱中，最大的特征是有强的碳同位素分子带，如13
C12
C
和13
C14
N
，图4中绿色部分展示了两个碳同位素分子带的位置。
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图4. 郭守敬望远镜LAMOST发现的C-J星(图源：作者)
未来可期
银河系数以千亿计的恒星中，碳星是非常稀少且重要的研究对象，它们可以用来研究元素核合成过程、银河系化学演化过程以及确定星团或矮星系的距离等。

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