碳星是一种大气层内碳元素含量超过氧的恒星，其外观类似于红巨星，有时也会表现为红矮星。这些元素在恒星大气高层结合形成一氧化碳，耗尽氧气，仅留下自由碳与其他碳结合，使恒星充满类似“煤灰”的大气层，呈现醒目的红色。

碳星的温度通常在2500-3500K之间，但也有一些如北冕座R这样的恒星，其表面温度可达6500K。碳星的质量相对较低，这是因为它们通过恒星风失去了大量的物质。这些恒星的前身为比太阳大几倍的中大型恒星，已进入恒星生命周期的末期，正经历一系列变化，最终将演化为伴星。碳星的光谱特征明显，最早在1860年由佩特·西奇在天文分光学研究中标注出来。典型的碳星包括猎犬座Y和天兔座R（欣德的红星）。

碳星的表层含有丰富的碳元素，超过了氧。例如，天鹅座TT型星就是一种温度较低的红巨星。通过毫米电波望远镜阵列拍摄的假色图像显示，一氧化碳分子围绕着天鹅座TT型星。这些一氧化碳源自红巨星在过去数百年内喷发的气体，外部薄环的半径约为四分之一光年，实际上是自六千年前开始膨胀的气体层。由于碳元素可能来源于恒星内部氦融合的产物，因此这些恒星被称为碳星。碳星通过恒星风释放了大量的质量，这些质量约占恒星总质量的很大一部分。释放的恒星风形成了星际气体，这些气体将成为未来新生恒星的组成部分。天鹅座TT星距离地球约1500光年。

碳星的形成可以通过几种主要机制来理解。首先，传统的碳星形成机制涉及恒星在其生命末期的演化过程。当恒星进入渐近巨星分支（AGB）阶段时，内部的氦融合产生了大量的碳。在这一阶段，氦融合的产物通过对流作用被带到恒星表面，使得恒星的外层富含碳。

在AGB阶段，氢壳层还在进行氢融合，但这一过程通常只持续很短的时间。随着氢融合的停止，氦融合成为主导过程，导致恒星的亮度显著增加和外层膨胀。最终，恒星的外层物质被抛射形成行星状星云，而核心则变成炽热的伴星。

此外，碳星也可以通过非传统的机制形成，特别是在双星系统中。一颗恒星可能是巨星，而另一颗则是白矮星。在这样的系统中，白矮星可以从主星获得物质，这些物质的碳含量使得主星最终变成富含碳的碳星。这种类型的碳星被称为“外因”碳星，与传统的AGB形成机制有所不同。

此外，存在一些较少被接受的机制，例如通过碳氮氧循环的不平衡或核心氦闪等方式来解释碳星的形成。然而，这些机制的实际效果和可信度相对较低。总体来说，碳星的形成涉及复杂的恒星演化过程及其不同的物理和化学机制。

碳星的光谱以C2碳分子的斯旺谱线（Swan Bands）为主导，同时还包含CH、CN（氰）、C3和碳化硅2等多种碳化合物。碳在核心形成并通过扩散影响上层结构。其他通过氦融合和S-过程形成的元素，如锂和钡，也通过同样的途径向上层输送。然而，天文学家在建立实际温度与光谱之间的联系时遇到了巨大的挑战，因为所有被大气层中的碳掩盖和吸收的谱线通常用于显示恒星温度。