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。

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 Å 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 Å和6496Å的Ba II线以及4077 Å的Sr II线，如图2的下图红色部分所示。

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（4226Å）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 Å时，流量很快衰减至消失，如图3下图红色部分所示。

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¹³C¹²C和¹³C¹⁴N，图4中绿色部分展示了两个碳同位素分子带的位置。

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。

　　从上世纪70年代到2000年初，受光谱观测能力所限，天文学家历经约30年才发现6000多颗碳星。那个年代，大规模光谱巡天尚未开展，短时间内获得大量光谱数据较为困难。不过，彼时人们可以同时对很多目标进行“拍照”观测（即测光观测），测光数据量更大且相对更容易获得。因此，人们首先使用“拍照”数据（即测光数据）初步筛选出碳星候选体，然后对它们进行后续光谱观测以证认碳星。

　　郭守敬望远镜（LAMOST），坐落于燕山深处的承德市兴隆县，是我国天文学家自主研发的大规模光谱巡天望远镜。它能够同时观测4000个目标，是目前世界上光谱获取率最高的望远镜。到目前为止，LAMOST已获得超过1000万恒星的光谱数据。

图5：位于河北省兴隆县的郭守敬望远镜LAMOST（图源：于海童）

　　国内研究人员曾利用LAMOST四年的观测数据发现约3000颗碳星，据此推算，使用LAMOST数据，8年左右就能完成前人30年才能完成的碳星搜寻工作，将碳星样本积累的时间大约缩短至原来的四分之一，为后续深入的研究节约了时间，并大幅度推动相关领域的研究进展。

　　目前，大规模天体测量巡天（测量天体距离和位置等）和时域巡天（研究天体如何随时间变化）都已展开，比如欧洲航天局的Gaia卫星和美国国家航空局的TESS望远镜。未来，LAMOST与这些巡天数据的结合，将帮助天文学家对碳星展开更全面而细致的研究，例如每种碳星的星族、运动学、光变性质甚至起源等。

图6. 欧洲航天局的盖亚空间望远镜（GAIA）（图源：网络）

　　与前辈天文学家相比，我们正身处天文观测技术和设备快速发展的时代，同时也迎来了天文学蓬勃发展的历史阶段。值此重要时刻，笔者深感，吾辈唯有更加努力地工作，才能在历史的潮流中蹚出属于中国天文学发展的道路。

　　最后，感谢这个伟大的时代，也致敬每一个正在奋斗的我们，愿中国天文学事业更上一层楼！

　　作者简介：李荫碧，中国科学院国家天文台副研究员，主要从事碳星、高速星及海量光谱分析等领域研究。

　　文稿编辑：赵宇豪