Koolstofster

Klassieke koolstofsterren worden onderscheiden doordat ze een grotere massa hebben dan de niet-klassieke. [1] De koolstof in de klassieke koolstofsterren, die behoren tot de moderne (zie beneden) spectraalklassen C-R en C-N, is afkomstig van heliumverbranding, met name het triple-alfaproces binnen de reuzensterren aan het eind van hun leven in de asymptotische reuzentak. Deze producten van kernfusie worden naar het oppervlak van de koolstofsterren getransporteerd door episoden van convectie (de zogenaamde derde dredge-up) nadat koolstof en andere atomen zijn geproduceerd. Normaal verbrandt dit soort asymptotische reuzentakster waterstof in een schil om de kern, maar in episoden die gescheiden worden door 10⁴-10⁵ jaar, schakelt de ster om naar het verbranden van helium in een schil, terwijl het verbranden van waterstof tijdelijk ophoudt. In deze fase neemt de lichtkracht van de ster toe, en materiaal uit het binnenste van de ster (met name koolstof) beweegt naar buiten. Doordat de lichtkracht toeneemt, expandeert de ster, waardoor de heliumverbranding weer stopt en de verbranding van waterstof in de schil hervat. Gedurende deze heliumschilflitsen is het massaverlies van de ster aanzienlijk, en na vele zulke flitsen verandert de ster in een hete witte dwerg en het materiaal uit de atmosfeer wordt een planetaire nevel.

Er wordt gedacht dat de niet-klassieke soorten koolstofsterren, die behoren tot de spectraalklassen C-J en C-H (CH ster) dubbelsterren zijn, waarbij een ster een rode reus is (of soms een rode dwerg) en de andere een witte dwerg. De ster die nu een rode reus is verkreeg, toen deze ster nog een hoofdreeksster was, koolstofrijk materiaal door accretie van de ster die nu een witte dwerg is maar toen nog een klassieke koolstofster was. Deze fase van de klassieke koolstofster in de sterevolutie is relatief kort en de meeste van deze sterren eindigen als witte dwerg. We zien nu deze systemen een tamelijk lange tijd na deze massaoverdracht, dus de extra koolstof in de tegenwoordige rode reus is niet geproduceerd in deze ster zelf.[1] Dit scenario wordt ook geaccepteerd als de oorsprong van de bariumsterren, die ook sterke lijnen van koolstof en barium (een element geproduceerd door het s-proces). Soms worden deze sterren, waarvan de extra koolstof wordt veroorzaakt door deze massaoverdracht, "extrinsieke" koolstofsterren genoemd om ze te onderscheiden van de "intrinsieke" asymptotische reuzentaksterren, die de koolstof zelf produceren. Veel van deze extrinsieke koolstofsterren zijn niet massief genoeg om hun eigen koolstof gemaakt te kunnen hebben, wat een puzzel was totdat ontdekt werd dat het dubbelsterren zijn.

De raadselachtige waterstofarme koolstofsterren (HdC - Hydrogen deficient Carbon stars), die tot spectraalklasse C-Hd behoren, lijken gerelateerd te zijn met de R Coronae Borealis veranderlijken (RCB). Echter deze HdC-sterren zijn zelf niet veranderlijk en hebben ook niet bepaalde kenmerken in het infrarood die typisch zijn voor RCB-sterren. Slechts vijf HdC-sterren zijn bekend en geen daarvan is een dubbelster.[2] dus de relatie tot de niet-klassieke koolstofsterren is onbekend.