Kohlenstoffsterne (englisch carbon stars) sind späte Riesensterne, ähnlich roten Riesen oder gelegentlich roten Zwergen.
Kohlenstoffsterne enthalten jedoch im Gegensatz zu den „normalen“ Roten Riesen mehr Kohlenstoff als Sauerstoff. Letzterer verbindet sich in den kühlen äußeren Schichten mit dem Kohlenstoff zu Kohlenmonoxid, was keine Spektrallinien im optischen Spektrum aussendet. Weitere Kohlenstoffatome bilden C₂-, C₃-, CH-, CN- und SiC₂-Moleküle beziehungsweise Molekülfragmente. Aus deren Spektren adsorbiert die „rußige“ Außenhülle der Sterne die blauen und gelben Licht-Anteile. Dies führt für den Beobachter zu ihrer ausgesprochen roten Erscheinung.
Dagegen enthält die Hauptmenge aller Sterne – zu denen auch unsere Sonne gehört – mehr Sauerstoff als Kohlenstoff. Solche Sterne werden Sauerstoffsterne (englisch oxygen stars) genannt; sie sind erkennbar an den dort vorherrschenden Spektrallinien von Metalloxiden, zumeist Titanoxiden.
Das Spektrum der Kohlenstoffsterne wird charakterisiert durch die Swan-Banden vom C2. Daneben finden sich noch Spektren weiterer schwerer Elemente, die als Nebenprodukte des Heliumbrennens (Drei-Alpha-Prozess) und durch den s-Prozess im Sterninneren entstanden sind und infolge Durchmischung an die Oberfläche transportiert werden. Dazu gehören insbesondere Lithium und Technetium, die in alten Sauerstoffsternen nicht nachweisbar sind.
Zur Spektralklassifikation wird heutzutage meist das Morgan-Keenan-System (siehe Leuchtkraftklasse) verwendet, das die Kohlenstoffsterne parallel zu den normalen Roten Riesen anordnet. Eine Spektralklasse von C5,4 (oder C5,4) beschreibt einen Kohlenstoffstern C mit einer Oberflächentemperatur 5 (siehe Tabelle unten) und einer Stärke der Swan-Banden mit dem Index 4.
| Spektraltyp | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| Entspricht | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | K1-K2 | K3-K4 | K5-M0 | M1-M2 | M3-M4 |
| Teff | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | --- | --- |
Es gibt keine Kohlenstoffsterne in Sternentstehungsgebieten oder jungen offenen Sternhaufen. Daher wird angenommen, dass die Kohlenstoffatome sich in den späten Phasen der Sternentwicklung bilden. Eine Überhäufigkeit von Kohlenstoff wird bei fünf Klassen von Sternen beobachtet:
Die klassischen Kohlenstoffsterne auf dem Asymptotischen Riesenast sind ein Nebenprodukt des instabilen Heliumbrennens. In einer späten Phase kommt es episodisch alle 10.000 bis 100.000 Jahre zu einer explosiven Zündung des Drei-Alpha-Prozesses in einer Schale um den Kern. Der Stern gerät durch die zusätzliche Energie aus dem Gleichgewicht und durch Konvektion werden die neu entstandenen Elemente an die Sternoberfläche transportiert. Der Stern expandiert und das Heliumbrennen erlischt wieder. Neben Kohlenstoff werden auch kurzlebige radioaktive Isotope an die Sternoberfläche transportiert. Der Vorgang wird Helium-Blitz genannt.
Die zweite Klasse von Kohlenstoffsternen wird in Doppelsternsystemen gefunden. Hier durchläuft der eine Partner das oben beschriebene explosive Heliumbrennen und dehnt sich aus. Dabei wird Material aus seiner äußeren Schicht auf den Begleiter durch Sternwind transferiert, auf dem sich Kohlenstoff ansammelt. Der Spender erscheint durch den Materialverlust als leuchtschwacher Weißer Zwerg. Zu dieser Gruppe der Kohlenstoffsterne werden die Barium-Sterne und die C-H-Sterne gezählt[1].
Diese dritte Gruppe mit HdC-Sternen (Abk. HdC = Hydrogen deficit carbon stars) und Veränderlichen vom Typ RCB ist wenig verstanden. Es scheint sich nicht um Doppelsterne zu handeln und sie zeigen im Gegensatz zu den RCB-Sternen keinen Infrarotexzess. Die Veränderlichkeit dieser Sternklasse wird durch Rußwolken verursacht, die in unregelmäßigen Abständen von diesen wasserstoffarmen Sternen ausgestoßen werden. Die Rußwolken absorbieren das sichtbare Licht, das dann im Infraroten abgestrahlt wird.
J-Typ Kohlenstoffsterne zeigen abweichend von den normalen Kohlenstoffsternen, die auch N-Typ-Kohlenstoffsterne genannt werden, eine Anreicherung von Stickstoff, ein niedriges 12C/13C Isotopenverhältnis, eine überdurchschnittliche Leuchtkraft, einen Mangel an s-Prozess-Elementen und sind Lithium-reich in ihren Sternatmosphären. Sie stellen circa 10 bis 15 % aller Kohlenstoffsterne in der Milchstraße. Alle diese Sterne sind Einzelsterne. Da über 50 % aller Sterne Bestandteile von Doppelsternsystemen sind wird vermutet, dass die J-Typ Kohlenstoffsterne aus Verschmelzungen zweier Sterne hervorgegangen sind. Ihre chemische Zusammensetzung kann simuliert werden, wenn ein Weißer Zwerg und ein Roter Riese eine Common-Envelope-Phase durchlaufen, wobei der Weiße Zwerg in den Kern des Roten Riesen sinkt und mit ihm verschmilzt[2][3].
Zeigen Weiße Zwerge in ihren Spektren Anzeichen für atomaren Kohlenstoff oder Kohlenstoffmoleküle so werden sie dem Spektraltyp DQ zugeordnet. Die Kohlenstoffverbindungen sind durch einen Mischvorgang aus dem C/O-Kern in die Atmosphäre der entarteten Sterne gelangt. Sie erreichen Temperaturen von 5.000 und bis zu 24.000 K.[4]
Wie alle Roten Riesen sind auch die Kohlenstoffsterne mit einem Spektraltyp später als C4 veränderlich. Im Vergleich zu den Sauerstoffsternen ist die Amplitude bei vergleichbarem Spektraltyp geringer, da die Titanoxid und Zirkonoxid-Banden temperaturempfindlicher sind als die Swan-Banden. Typische Vertreter der Kohlenstoffsterne sind La Superba (= Y Canum Venaticorum), John Russell Hinds „Blutroter Stern“ (Crimson Star)[5] (= R Leporis), IRC +10216 (= CW Leonis) sowie RU Camelopardalis, der ehemalige Cepheid.