Углеродная звезда — это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов (или изредка красных карликов), в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении извне.
Спектральные особенности этих звёзд довольно характерные, и они впервые были классифицированы по спектру Анджело Секки в 1860-х годах — первопроходцем в астрономической спектроскопии. В «нормальной» звезде (наподобие Солнца) атмосфера более насыщена кислородом, чем углеродом.
В 1868 году Анджело Секки, будучи раздосадован невозможностью поехать в Индию для наблюдения полного солнечного затмения 18 августа 1868 года, остался дома в Риме и сообщил Французской академии наук об открытии нового спектрального класса звёзд — класса IV. Открытие было сделано на основе визуального наблюдения красных звёзд из обсерватории Римского колледжа, расположенной наверху церкви Сант-Иньяцио. В своей пионерской работе Секки сообщает об одной странной звезде из каталога Лаланда, которую он отнёс к этому классу, скорее всего, это звезда, ныне именуемая W Ориона[Комм. 1]. В следующей работе он приводит список из 17 таких звёзд. А через год, в 1869, пишет, что спектральные линии, характерные для этого класса, являются линиями поглощения соединения углерода[1].
Углеродность звёзд объясняется больше, чем одним астрофизическим механизмом. McClure[2] выделял классические углеродные звёзды и не классические (которые менее массивные).
В классических углеродных звёздах современных спектральных классов C-R и C-N избыток углерода, являющегося, как считается, продуктом горения гелия в ходе тройного альфа-процесса внутри звезды, появляется у гиганта ближе к концу его существования на асимптотической ветви гигантов (АВГ). Углерод и другие продукты синтеза перемещаются к поверхности звезды в результате вычерпывания, в результате чего её атмосфера обогащается углеродом[3]. Обычно этот вид углеродной звезды АВГ существует за счёт сжигания водорода в водородной оболочке, но периодически на 104−105 лет запускается процесс сжигания гелия в гелиевой оболочке, а горение водорода временно прекращается. На этом этапе возрастает светимость звезды и вещество из недр звезды (в частности, углерод) перемещается к поверхности. Поскольку яркость увеличивается, звезда расширяется так, что горение гелия прекращается и возобновляется горение водорода во внешних слоях. Во время этих вспышек гелия в оболочке происходит значительная потеря массы звезды и после множества вспышек гелия во внешних слоях звезда АВГ преобразуется в белый карлик и её атмосфера становится материалом для планетарной туманности.