b'\n_START_ARTICLE_\nEstrela de carbono\n_START_PARAGRAPH_\nUma estrela de carbono \xc3\xa9 uma estrela do tipo tardio similar a uma gigante vermelha (ou \xc3\xa0s vezes a uma an\xc3\xa3 vermelha) cuja atmosfera cont\xc3\xa9m mais carbono do que oxig\xc3\xaanio; estes dois elementos se combinam nas camadas superiores da estrela, formando mon\xc3\xb3xido de carbono, que consome todo o oxig\xc3\xaanio presente na atmosfera, deixando os \xc3\xa1tomos de carbono livres para formar outros compostos de carbono, resultando em uma atmosfera estelar repleta de fuligem e com uma apar\xc3\xaancia avermelhada distinta._NEWLINE_Em estrelas normais (como o Sol), a atmosfera \xc3\xa9 mais rica em oxig\xc3\xaanio do que carbono. Estrelas ordin\xc3\xa1rias n\xc3\xa3o exibem as mesmas caracter\xc3\xadsticas das estrelas de carbono, mas as que s\xc3\xa3o frias demais para formar mon\xc3\xb3xido de carbono s\xc3\xa3o denominadas estrelas de oxig\xc3\xaanio._NEWLINE_As estrelas de carbono apresentam caracter\xc3\xadsticas espectrais bem particulares, tendo sido reconhecidas pelos seus espectros pela primeira vez por Angelo Secchi na d\xc3\xa9cada de 1860, numa \xc3\xa9poca de pioneirismo na espectroscopia astron\xc3\xb4mica.\n_START_SECTION_\nMecanismos astrof\xc3\xadsicos\n_START_PARAGRAPH_\nAs estrelas de carbono podem ser descritas por mais de uma mecanismo astrof\xc3\xadsico. McClure  faz distin\xc3\xa7\xc3\xa3o entre as estrelas de carbono cl\xc3\xa1ssicas, e as n\xc3\xa3o-cl\xc3\xa1ssicas, que s\xc3\xa3o menos massivas._NEWLINE_Nas estrelas de carbono cl\xc3\xa1ssicas, aquelas pertencentes \xc3\xa0 moderna classifica\xc3\xa7\xc3\xa3o espectral C-R e C-N, acredita-se que a abund\xc3\xa2ncia do carbono seja um produto da fus\xc3\xa3o nuclear do h\xc3\xa9lio, especificamente do processo triplo-alfa no interior da estrela, que ocorre nas estrelas gigantes quando estas se aproximam do final de suas vidas no ramo gigante assint\xc3\xb3tico. Esses produtos da fus\xc3\xa3o s\xc3\xa3o trazidos \xc3\xa0 superf\xc3\xadcie por epis\xc3\xb3dios de convec\xc3\xa7\xc3\xa3o (a terceira dragagem) ap\xc3\xb3s a fase em que o carbono e outros elementos foram produzidos. Normalmente esse tipo de estrela de carbono do ramo gigante assint\xc3\xb3tico funde hidrog\xc3\xaanio em uma camada onde ocorre a queima deste elemento, mas em epis\xc3\xb3dios separados por 10\xe2\x81\xb4-10\xe2\x81\xb5 anos, a estrela passa a queimar o h\xc3\xa9lio nesta camada, enquanto a fus\xc3\xa3o do hidrog\xc3\xaanio cessa temporariamente. Nessa fase, a luminosidade da estrela aumenta, e o material do interior da estrela (de maneira not\xc3\xa1vel nas estrelas de carbono) sobe para a superf\xc3\xadcie. Como a luminosidade aumenta, a estrela se expande fazendo com que a fus\xc3\xa3o do h\xc3\xa9lio cesse, e a queima do hidrog\xc3\xaanio na camada recome\xc3\xa7a. Durante esses flashes do h\xc3\xa9lio na camada, ocorre uma perda de massa significativa na estrela, e ap\xc3\xb3s v\xc3\xa1rios flashes de h\xc3\xa9lio, a estrela do ramo gigante assint\xc3\xb3tico se transforma em uma an\xc3\xa3 branca quente, e sua atmosfera se torna mat\xc3\xa9ria de uma nebulosa planet\xc3\xa1ria._NEWLINE_Acredita-se que as estrelas de carbono n\xc3\xa3o-cl\xc3\xa1ssicas pertencentes \xc3\xa0s classes C-J e  C-H, sejam estrelas bin\xc3\xa1rias, em que a estrela observada \xc3\xa9 uma gigante (ou ocasionalmente uma an\xc3\xa3 vermelha) e a outra uma an\xc3\xa3 branca. A estrela observada no presente como sendo uma gigante passou pela acre\xc3\xa7\xc3\xa3o de material rico em carbono de sua estrela companheira (a que \xc3\xa9 no presente uma an\xc3\xa3 branca) durante sua evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o na sequ\xc3\xaancia principal, quando esta \xc3\xbaltima era ainda uma estrela de carbono cl\xc3\xa1ssica. Essa fase na evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar \xc3\xa9 relativamente breve, e a maioria destas estrelas acaba por se tornar uma an\xc3\xa3 branca. Tem-se observado estes sistemas numa \xc3\xa9poca relativamente longa ap\xc3\xb3s o evento de transfer\xc3\xaancia de massa, e o carbono extra observado nas gigantes vermelhas atuais n\xc3\xa3o foi produzido no interior destas estrelas. Esse cen\xc3\xa1rio tamb\xc3\xa9m \xc3\xa9 aceito como sendo a origem das estrelas de b\xc3\xa1rio, que tamb\xc3\xa9m s\xc3\xa3o caracterizadas por linhas espectrais fortes de mol\xc3\xa9culas de carbono e b\xc3\xa1rio (um elemento do processo S). \xc3\x80s vezes as estrelas cujo carbono em excesso prov\xc3\xa9m dessa transfer\xc3\xaancia de massa s\xc3\xa3o chamadas estrelas e carbono "extr\xc3\xadnsecas", para diferenci\xc3\xa1-las das estrelas "intr\xc3\xadnsecas" do ramo gigante assint\xc3\xb3tico, que produzem carbono a partir de processos internos. V\xc3\xa1rias dessas estrelas de carbono extr\xc3\xadnsecas n\xc3\xa3o s\xc3\xa3o luminosas ou frias o bastante para produzir o pr\xc3\xb3prio carbono, o que constituiu um enigma at\xc3\xa9 a descoberta de suas naturezas bin\xc3\xa1rias._NEWLINE_As enigm\xc3\xa1ticas estrelas de carbono deficientes em hidrog\xc3\xaanio (HdC) pertencentes \xc3\xa0s classes espectrais C-Hd, parecem ter alguma rela\xc3\xa7\xc3\xa3o com as vari\xc3\xa1veis R Coronae Borealis (RCB), mas n\xc3\xa3o s\xc3\xa3o vari\xc3\xa1veis em si e carecem de uma radia\xc3\xa7\xc3\xa3o infravermelha t\xc3\xadpica das vari\xc3\xa1veis RCB. Apenas cinco estrelas HdC s\xc3\xa3o conhecidas, e nenhuma delas \xc3\xa9 uma bin\xc3\xa1ria, o que faz com que a rela\xc3\xa7\xc3\xa3o destas com as estrelas de carbono seja desconhecida._NEWLINE_Outras teorias menos convincentes, como as do desequil\xc3\xadbrio no ciclo CNO e a do flash de h\xc3\xa9lio do n\xc3\xbacleo tamb\xc3\xa9m t\xc3\xaam sido propostas como mecanismos para o enriquecimento do carbono nas atmosferas de estrelas de carbono menores.\n_START_SECTION_\nEspectros das estrelas de carbono\n_START_PARAGRAPH_\nPor defini\xc3\xa7\xc3\xa3o as estrelas de carbono apresentam linhas de Swan das mol\xc3\xa9culas de C\xe2\x82\x82. V\xc3\xa1rios outros compostos podem estar presentes em n\xc3\xadveis elevados, como CH, CN (cianog\xc3\xaanio), C\xe2\x82\x83 e SiC\xe2\x82\x82. O carbono \xc3\xa9 formado no n\xc3\xbacleo e circula pelas camadas superiores, alterando dramaticamente a composi\xc3\xa7\xc3\xa3o das camadas. Outros elementos formados atrav\xc3\xa9s da fus\xc3\xa3o do h\xc3\xa9lio e processo S tamb\xc3\xa9m s\xc3\xa3o dragados dessa maneira, incluindo o l\xc3\xadtio e o b\xc3\xa1rio._NEWLINE_Quando os astr\xc3\xb4nomos desenvolveram a classifica\xc3\xa7\xc3\xa3o espectral das estrelas de carbono, encontraram dificuldades consider\xc3\xa1veis ao tentar correlacionar os espectros \xc3\xa0s temperaturas efetivas das estrelas. O problema residia no fato de o carbono da atmosfera ocultar as linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o comumente utilizadas como indicadores de temperatura das estrelas.\n_START_SECTION_\nSecchi\n_START_PARAGRAPH_\nAs estrelas de carbono foram descobertas na d\xc3\xa9cada de 1860 quando o pioneiro da classifica\xc3\xa7\xc3\xa3o espectral Pater Angelo Secchi definiu a classe de Secchi IV para as estrelas de carbono, que foi em 1890 reclassificada como classe N das estrelas.\n_START_SECTION_\nOutras qualidades\n_START_PARAGRAPH_\nA maioria das estrelas de carbono cl\xc3\xa1ssicas s\xc3\xa3o estrelas vari\xc3\xa1veis do tipo das vari\xc3\xa1veis de longo per\xc3\xadodo.\n_START_SECTION_\nObservando estrelas de carbono\n_START_PARAGRAPH_\nDevido \xc3\xa0 baixa sensitividade da vis\xc3\xa3o noturna ao vermelho e \xc3\xa0 lenta adapta\xc3\xa7\xc3\xa3o dos bastonetes sens\xc3\xadveis ao vermelho \xc3\xa0 luz dessas estrelas, astr\xc3\xb4nomos amadores estimando a magnitudes das estrelas vari\xc3\xa1veis, especialmente as estrelas de carbono, t\xc3\xaam que lidar com o efeito de Purkinje para evitar que a magnitude da estrela observada n\xc3\xa3o seja subestimada.\n_START_SECTION_\nPoeira interestelar de carbono\n_START_PARAGRAPH_\nDevido \xc3\xa0 sua baixa gravidade superficial, at\xc3\xa9 metade (ou mais) da massa total de uma estrela de carbono pode ser perdida para o espa\xc3\xa7o levada pelo vento estelar. O remanescente da estrela, uma poeira rica em carbono similar ao grafite, se torna parte de uma poeira interestelar. Acredita-se que essa poeira seja um fator significativo no fornecimento de materiais para a cria\xc3\xa7\xc3\xa3o de novas estrelas e seus sistemas planet\xc3\xa1rios. O material que circunda as estrelas de carbono pode obscurec\xc3\xaa-las a ponto de bloquear toda a luz vis\xc3\xadvel que ela produz.'