碳星是大气层内的碳比氧多，类似红巨星（偶尔是红矮星）的晚期星。这两种元素在恒星大气的上层结合，形成一氧化碳，消耗掉大气中所有的氧，只留下自由的碳原子大气层， 而观测人员看见的则是醒目的红色。通常碳星是一些温度只有2500-3500K的红巨星，但碳星并不是仅仅只有红色恒星组成，一些AGB后期逐渐向蓝色端演化的恒星也可以是碳星，比如北冕座R，这个恒星的表面温度就达约6500K。

表层含有的碳多于氧的红巨星。

天鹅座TT型星是一颗温度不高的红巨星。这张天鹅座TT型星的假色图，是由毫米电波望远镜 的数组拍摄的，图中的影像是由一氧化碳（CO）分子所发出的无线电波，由图可看出一氧化碳环绕着天鹅座TT型星。图中间的一氧化碳发射源，是红巨星于数百年内吹出来的。而外围薄环的半径大约有1/4光年，实际上它是一层向外膨胀的气体，大约是6000年前开始膨胀的。 像天鹅座TT型星的这类星球，它们含碳的比例比一般恒星还要高，这就是为何称呼它们为碳星的原因。碳可能是来自于恒星内部氦融合后的产物。碳星会以恒星风的方式，抛掉相当多的重量，这些重量占了恒星总重量相当大的比例。吹出的恒星风变成星际气体，而未来新诞生的恒星将由这些星际气体所组成。天鹅座TT星距离我们约1500Ly。

有多种的天文物理机制可以解释碳星。将之区分为传统碳星和另一种非传统碳星，而后者的质量较低。

在传统碳星，碳的丰盈度来自氦融合产生的，特别是恒星内部的3氦过程，这是当恒星演化到主序星历程的尾声，抵达渐近巨星分支（AGB）时的核反应。这些融合的产生的碳和其他的产物，都经由对流的作用被送达恒星的表面。通常这些AGB的碳星还有一层氢壳进行氢的融合，但只能存在1万至10万年的岁月，恒星的壳层就转而进行氦融合，而氢的融合就会突然的结束。在这个阶段，恒星的亮度会增加，同时物质（主要是碳）从内部向外移动。因为光度上升、恒星膨胀，因此氦融合会突然停止，而氢壳层的融合又再度开始。当氦壳闪光（参考氦闪）进行的阶段，因为许多氦壳闪光的轰击会造成质量的重大损失，AGB星将会转变成炙热的白矮星，同时它大气层中的物质成为行星状星云。

非传统碳星被认为是双星，且其中一颗被观察到是巨星（偶尔会是红矮星），另一颗是白矮星。观察到的是一颗拥有丰富碳的巨星，当它还是主序星时就从伴星获得物质（这颗伴星是白矮星），且后者依然也是碳星。

对这个阶段恒星演化的认识相对来说是相当简略的，而且多数这一类恒星的结果都是白矮星。我们看这种系统相对来说的在质量传递上花了相当长的时间，钡星联星之前，这些都是难题，因为许多外因碳星不仅不够亮，而且温度也太低，因此不能自行产生碳。

其他令人难以信服的机制，像是碳氮氧循环的失衡和核心氦闪也曾被认为是大气层中含碳量较少的碳星用来充实碳含量的机制。

在定义上，碳星的光谱会以C2碳分子的斯旺谱线（Swan Bands）作为主导，还有许多其他的碳化合物，像是 CH、CN（氰）、C3和SiC2，也都有一定的数量。碳在核心形成并且被扩散至上面的数层，戏剧性的改变了数层的结构。其他经由氦融合和S-过程被形成的元素，包括锂

当天文学家在发展碳星的光谱类型时，在设法建立实感温度与光谱的关联时遭遇了极大的实质困难。麻烦的是所有被大气层中的碳掩藏与吸收的谱线都是通常用于显示恒星温度的谱线。