Když se ve svrchních vrstvách temně červených velkých hvězd a někdy i červených trpaslíků najde nápadně víc uhlíku než kyslíku, astronomové si je obvykle zaškatulkují mezi uhlíkové hvězdy. Část atomů uhlíků vytvoří s atomy kyslíku molekuly oxidu uhelnatého a zbytek ve formě různých sloučenin uhlíků dává uhlíkovým hvězdám charakteristický dramaticky rudý vzhled.
Klasické uhlíkové hvězdy, tedy obři spektrálních tříd C-R a C-N na sklonku života, si podle astronomů vyrábějí zásoby uhlíku takzvanou héliovou fúzí. Neklasické uhlíkové hvězdy spektrálních tříd C-J a C-H jsou zase zřejmě dvojhvězdy, ve kterých je partnerem uhlíkového obra či trpaslíka bílý trpaslík, od něhož si uhlíková hvězda čerpá materiál bohatý na uhlík. Odborníci odhalují uhlíkové hvězdy podle takzvaných Swanových spektrálních čar, které zanechávají molekuly dvou atomů uhlíku. V jejich spektru bývá nápadné i větší množství stop po dalších jednoduchých uhlíkatých molekulách, jako např. CH, CN, C3 nebo SiC2.
Uhlíkové hvězdy jsou také poměrně často proměnnými hvězdami s dlouhou periodou změn jasnosti. Podle některých odhadů mohou uhlíkové hvězdy intenzívním slunečným větrem postupně ztratit přes polovinu celkového množství uhlíku. Během svého bouřlivého života tedy fungují jako hvězdní rozsévači mezihvězdného prachu bohatého na uhlík. Známé uhlíkaté hvězdy jsou například lahodně temně rudá La Superba, čili Y Canum Venaticorum ze souhvězdí Honících psů, neméně nápadně temně červená R Leporis ze souhvězdí Zajíce a také CW Leonis, známá též jako IRC +10216, ze souhvězdí Lva.
Ve skutečnosti je CW Leonis nejlépe prostudovanou uhlíkovou hvězdou. V souhvězdí Lva sice není vidět pouhým okem, kvůli hustému mračnu vyvrženého hvězdného plynu a prachu bohatého na uhlík, ale ve skutečnosti je to vůbec nejjasnější hvězda naší oblohy v pásmu infračerveného záření o vlnové délce 10 mikrometrů. CW Leonis je od nás vzdálená 650 světelných let a už se blíží ke konci své hvězdné kariéry. Shodou okolností si právě tuhle uhlíkovou hvězdu s prachovým závojem vybrali k detailnímu studiu spektra astronomové z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Nimesh Patel, Ken Young, Carl Gottlieb, Pat Thaddeus, Bob Wilson, Mark Reid, Mike McCarthy, Eric Keto a jejich další kolegové. Využili k tomu služeb komplexu osmi šestimetrových radioteleskopů Submillimeter Array na havajské Mauna Kea.
Ve svém úsilí byli velmi úspěšní. Podařilo se jim naměřit velmi slušných 442 spektrálních čar, z nichž bylo více než 200 vůbec poprvé zaznamenáno u objektu ve vesmíru. Celkem identifikovali více než 50 různých molekul. Badatelům také podařilo získat zajímavé snímky systému CW Leonis, na nichž je vidět prachoplynové mračno až do pozoruhodných detailů. Je zřejmé, že bezprostřední okolí uhlíkové hvězdy může být nesmírně bohaté na rozličné molekuly a také se opět potvrdilo, že mnoho molekul mezihvězdného prachu a plynu vzniká v povrchových slupkách přestárlých hvězd.
Právě molekuly z molekulárních mračen hrají kritickou roli v jejich vývoji a proměně z chuchvalce prachu a plynu na sebevědomou hvězdu s planetárním doprovodem. Mají co samozřejmě mluvit i do procesů, které později běží na povrchu vytvořených planet. Asi tudíž nikoho nepřekvapí, že původ těchto molekul zcela zásadně zajímá moderní astronomii.
Prameny: Smithsonian Astrophysical Observatory – Weekly Science Update 11.3. 2011, Wikipedia (Carbon Star, IRC +10216).