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'''Kohlenstoffsterne''' ({{enS|carbon stars}}) sind kühle [[Riesenstern]]e, ähnlich [[Roter Riese|Roten Riesen]] oder gelegentlich [[Roter Zwerg|Roten Zwergen]].

Kohlenstoffsterne enthalten jedoch im Gegensatz zu den „normalen“ Roten Riesen mehr [[Kohlenstoff]] als [[Sauerstoff]], d. h., das Verhältnis von Kohlenstoff- zu Sauerstoffatomen (C/O) ist größer als 1. Sauerstoff verbindet sich in den kühlen äußeren Schichten des Sterns mit dem Kohlenstoff zu [[Kohlenmonoxid]] (CO), das keine [[Spektrallinie]]n im optischen Spektrum aussendet. Die überschüssigen Kohlenstoffatome bilden C2-, C3-, CH-, CN- und SiC2- [[Molekül]]e und Molekülfragmente<ref>{{Literatur |Autor=T. Lloyd Evans |Titel=Carbon stars |Sammelwerk=Journal of Astrophysics and Astronomy |Band=31 |Datum=2010 |Seiten=177-211 |DOI=10.1007/s12036-010-0017-6}}</ref>. Aus deren Spektren absorbiert die „rußige“ Außenhülle der Sterne durch [[Extinktion (Optik)|Extinktion]] vorwiegend die blauen und grünen [[Licht]]-Anteile. Dies führt für den Beobachter zu ihrer ausgesprochen roten Erscheinung.

Dagegen enthält die Mehrzahl aller Sterne – zu denen auch unsere [[Sonne]] gehört – mehr Sauerstoff als Kohlenstoff (C/O<1). Solche werden sauerstoffreiche Sterne ({{enS|oxygen-rich stars}}) genannt; entsprechend kühle sauerstoffreiche Sterne sind erkennbar an den dort vorherrschenden Spektrallinien von Metalloxiden, zumeist [[Titan(II)-oxid|Titanoxid]], [[Vanadium(II)-oxid|Vanadiumoxid]] oder [[Zirkoniumoxid]].

== Spektren ==
Das [[Linienspektrum|Spektrum]] der Kohlenstoffsterne wird charakterisiert durch die Swan-Banden von C2 sowie Banden des CN-Moleküls ([[Cyanide|Cyanid]]). 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 (dritter Dredge-up) an die Oberfläche transportiert werden. Dazu gehören insbesondere [[Strontium]], [[Barium]] und [[Technetium]], die auch in manchen alten sauerstoffreichen Sternen in erhöhter Häufigkeit nachweisbar sind<ref>{{Literatur |Autor=S. Uttenthaler and T. Lebzelter |Titel=Correlation between technetium and lithium in a sample of oxygen-rich AGB variables |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=510 |Datum=2010 |Seiten=62-73 |DOI=10.1051/0004-6361/200912548}}</ref>.

Zur [[Spektralklassifikation]] wird heutzutage meist das [[William Wilson Morgan|Morgan]]-[[Philip C. Keenan|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.

{| style="margin: 10px 0; border-spacing: 0; border: solid #FF0000 1px; padding: 1px;"
|-
|style="width:90px"| Spektraltyp
|style="width:60px; background:#FFF0F0"| C0
|style="width:60px; background:#FFE0E0"| C1
|style="width:60px; background:#FFD0D0"| C2
|style="width:60px; background:#FFC0C0"| C3
|style="width:60px; background:#FFB0B0"| C4
|style="width:60px; background:#FFA0A0"| C5
|style="width:60px; background:#FF9090"| C6
|style="width:60px; background:#FF8080"| C7
|-
| Entspricht
|style="background:#FFF0F0"| G4-G6
|style="background:#FFE0E0"| G7-G8
|style="background:#FFD0D0"| G9-K0
|style="background:#FFC0C0"| K1-K2
|style="background:#FFB0B0"| K3-K4
|style="background:#FFA0A0"| K5-M0
|style="background:#FF9090"| M1-M2
|style="background:#FF8080"| M3-M4
|-
| Teff
|style="background:#FFF0F0"| 4500
|style="background:#FFE0E0"| 4300
|style="background:#FFD0D0"| 4100
|style="background:#FFC0C0"| 3900
|style="background:#FFB0B0"| 3650
|style="background:#FFA0A0"| 3450
|style="background:#FF9090"| <nowiki>---</nowiki>
|style="background:#FF8080"| <nowiki>---</nowiki>
|}

== Herkunft und Unterteilung ==
Es gibt keine Kohlenstoffsterne in [[Sternentstehung]]sgebieten oder jungen [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]]. Daraus wird geschlossen, dass die Kohlenstoffatome sich in den späten Phasen der Sternentwicklung bilden. Eine Überhäufigkeit von Kohlenstoff wird bei fünf Klassen von Sternen beobachtet:

=== Rote Riesen auf dem Asymptotischen Riesenast ===
Die klassischen Kohlenstoffsterne auf dem [[AGB-Stern|Asymptotischen Riesenast]] (N-Typ) sind ein Produkt des instabilen [[Heliumbrennen]]s. In einer späten Phase kommt es episodisch alle 10.000 bis 100.000 Jahre zu einer explosiven Zündung des [[Drei-Alpha-Prozess]]es in einer Heliumbrennschale um den Kern. Der Vorgang wird [[Helium-Blitz]] genannt. Der Stern gerät durch die zusätzliche Energie aus dem Gleichgewicht und durch [[Konvektion]] werden die neu entstandenen [[Chemisches Element|Elemente]] an die Sternoberfläche transportiert. Der Stern expandiert und das Heliumbrennen erlischt wieder. Neben Kohlenstoff werden auch kurzlebige radioaktive [[Isotop]]e an die Sternoberfläche transportiert. Sterne dieses Typs sind wichtig für die chemische Entwicklung der Galaxis, da sie ca. ein Drittel des Kohlenstoffs und die Hälfte aller Elemente schwerer als Eisen erzeugen<ref>{{Literatur |Autor=L. M. Dray et al. |Titel=Chemical enrichment by Wolf-Rayet and asymptotic giant branch stars |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=338 |Datum=2003 |Seiten=973-989 |DOI=10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=A. Karakas and J. Lattanzio |Titel=The Dawes Review 2: Nucleosynthesis and Stellar Yields of Low- and Intermediate-Mass Single Stars |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of Australia |Band=31 |Datum=2014 |Seiten=1-61 |DOI=10.1017/pasa.2014.21}}</ref>.

=== Massentransfer in Doppelsternsystemen ===
Die zweite Klasse von Kohlenstoffsternen wird in [[Doppelsternsystem]]en 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 kohlenstoffreiches Material ansammelt. Nachdem der „Spender“ seine Sternentwicklung abgeschlossen hat, erscheint er nur noch als leuchtschwacher [[Weißer Zwerg]]. Entwickelt sich der nun kohlenstoffreiche Begleiter später seinerseits weiter zu einem Roten Riesen, zählt er zur Gruppe der [[Bariumstern]]e oder C-H-Sterne<ref>{{Literatur |Autor=C. Barnbaum et al. |Titel=A Moderate-Resolution Spectral Atlas of Carbon Stars: R, J, N, CH, and Barium Stars |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Supplement Series |Band=105 |Datum=1996 |Seiten=419-473 |DOI=10.1086/192323}}</ref>.

=== Wasserstoffarme und veränderliche Kohlenstoffsterne ===
Diese dritte Gruppe mit HdC-Sternen (Abk. HdC = Hydrogen deficit carbon stars) und [[Veränderlicher Stern|Veränderlichen]] vom Typ [[R-Coronae-Borealis-Stern|RCB]] ist wenig verstanden. Es scheint sich nicht um Doppelsterne zu handeln. HdC-Sterne 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 ===
J-Typ Kohlenstoffsterne zeigen abweichend von den normalen N-Typ Kohlenstoffsternen eine Anreicherung von Stickstoff, ein niedriges 12C/13C Isotopenverhältnis, eine unterdurchschnittliche Leuchtkraft und sind in ihren [[Sternatmosphäre]]n lithiumreich aber arm an [[s-Prozess]]-Elementen<ref>{{Literatur |Autor=C. Abia et al. |Titel=Characterisation of Galactic carbon stars and related stars from Gaia EDR3 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=664 |Datum=2022 |Seiten=45-58 |DOI=10.1051/0004-6361/202243595}}</ref>. 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 der Verschmelzung zweier Sterne hervorgegangen sind. Ihre chemische Zusammensetzung kann simuliert werden, wenn ein Weißer Zwerg und ein Roter Riese eine [[Common Envelope|Common-Envelope]]-Phase durchlaufen, wobei der Weiße Zwerg in den Kern des Roten Riesen sinkt und mit ihm verschmilzt<ref>{{Literatur |Autor=Xianfei Zhang and C. Simon Jeffery |Titel=White-dwarf red-giant mergers, early-type R stars, J stars and lithium |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.0766}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=S. Sengupta, R. G. Izzard, H. H. B. Lau |Titel=A nova re-accretion model for J-type carbon stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1310.1402v1}}</ref>.

=== DQ Weiße Zwerge ===
Zeigen [[Weißer Zwerg|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 [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]] der entarteten Sterne gelangt. Sie erreichen Temperaturen von 5.000 und bis zu 24.000 K<ref>{{Literatur |Autor=Paul Green |Titel=Innocent Bystanders: Carbon Stars from the Sloan Digital Sky Survey |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.4264}}</ref>.

== Veränderlichkeit ==
Wie alle Roten Riesen sind auch die Kohlenstoffsterne mit einem Spektraltyp später als C4 veränderlich. Im Vergleich zu den sauerstoffreichen Sternen ist die [[Amplitude]] bei vergleichbarem Spektraltyp geringer, da die Titanoxid- und Zirkoniumoxid-Banden temperaturempfindlicher sind als die Swan-Banden. Dennoch gehören einige Kohlenstoffsterne mit visuellen Amplituden über 2,5 mag zur Klasse der [[Mirastern|Mira]]-Veränderlichen, viele der Sterne mit geringeren Amplitude zur Klasse der [[Halbregelmäßig veränderlicher Stern|halbregelmäßig Veränderlichen]].

Typische Vertreter der Kohlenstoffsterne sind [[La Superba]] (= Y Canum Venaticorum), [[John Russell Hind]]s „Blutroter Stern“ (Crimson Star)<ref>Richard Hinckley Allen: ''Star-names and their meanings.'' G. E. Stechert, New York 1899, S. 269.</ref> (= R Leporis), IRC +10216 (= [[CW Leonis|CW Leonis]]) sowie RU Camelopardalis, der ehemalige [[Cepheid]]. Im Fall des Sterns LX Cygni im Sternbild [[Schwan (Sternbild)|Schwan]] wurde möglicherweise der Übergang vom sauerstoffreichen (C/O<1) zum kohlenstoffreichen (C/O>1) Stadium infolge eines [[Helium-Blitz]]es und darauffolgenden Mischprozess (dritter Dredge-up) beobachtet<ref>{{Literatur |Autor=S. Uttenthaler et al. |Titel=LX Cygni: A carbon star is born |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=585 |Datum=2016 |Seiten=145-153 |DOI=10.1051/0004-6361/201526619}}</ref>.

== Siehe auch ==
* [[Pekuliärer Stern]]

== Literatur ==
* {{Literatur
|Autor=James B. Kaler
|Titel=Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht
|Verlag=Spektrum Akademischer Verlag
|Ort=Heidelberg u. a.
|Datum=1994
|ISBN=3-86025-089-2}}
* {{Literatur
|Hrsg=Harm J. Habing, Hans Olofson
|Titel=Asymptotic Giant branch stars
|Verlag=Springer
|Ort=Berlin u. a.
|Datum=2004
|ISBN=0-387-00880-2
|Kommentar=Astronomy and Astrophysics Library}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4481616-9|LCCN=sh85089465|NDL=00572691}}

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Pekuliären Sterne]]
[[Kategorie:Stellarphysik]]

Kohlenstoffstern - Versionsgeschichte

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