这类恒星由碳元素结合所形成的分子及碳尘埃包裹，是星际介质中重要的碳来源之一。光谱上可见明显的C₂、C₃、CN、CH和SiC₂等分子谱线。

碳星可分为R、N、J和CH，以及特殊的CEMP类型。R型碳星在赫罗图上处于红巨星区域，与太阳元素丰度相比具有更小的碳同位素比（¹²C/¹³C<15），没有明显的慢中子俘获过程（s过程）元素增丰，如钡元素等，主要为单星。N型碳星在赫罗图上处于渐进巨星支区域，具有与太阳丰度接近的碳同位素比，可观测到明显的慢中子俘获过程元素增丰。J型碳星在赫罗图上处于渐进巨星支区域，但光谱与R型碳星相似，具有较小的碳同位素¹²C/¹³C比，没有明显的慢中子俘获过程元素，但¹²C/¹³C之比较之于R型碳星更小同时伴随有较高的锂元素增丰。CH型碳星处于双星系统中，在赫罗图上处于红巨星区域，光谱上具有强烈的CH吸收线以及慢中子俘获元素吸收线。具有较大的运动速度，主要分布在银晕中，被认为属于星族Ⅱ贫金属星。

富碳贫金属星（CEMP）是碳星中的一个特殊类别，通常处于银晕之中，金属丰度Fe/H<-1，碳丰度C/Fe>+1。与碳星类似，部分富碳贫金属星可观测到慢中子俘获过程元素增丰甚至快中子俘获元素增丰，但仍然有部分富碳贫金属星没有观测到任何慢中子俘获元素增丰。富碳贫金属星是研究银河系早期恒星演化的重要标本。一部分富碳贫金属星被认为是更低金属丰度的CH星，但仍然缺乏确凿和完备的理论依据。见钡星和CH星。

根据恒星演化理论，碳星的形成可以分为单星演化渠道和双星演化渠道。在小质量恒星主序阶段，恒星表面氧原子数目多于碳原子数目。在红巨星阶段，恒星内部通过氦燃烧可以生成碳元素，却难以通过对流等形式搬运到恒星表面，因此恒星表面仍然具有与主序相近的碳氧元素丰度。只有当恒星演化到渐进巨星支阶段，恒星氦燃烧层所生成的碳及慢中子俘获过程元素会随着外壳层对流搬运到表面，从而增加了表面碳元素及慢中子过程元素的丰度，这种渠道主要生成N型碳星。双星演化渠道则更为丰富，一种情况是双星中质量较大的恒星演化到渐进巨星支阶段时，由于星风作用或洛希瓣物质转移，渐进巨星支恒星表面富含碳及慢中子俘获过程元素的物质被转移到仍然处于主序阶段的伴星表面，使得主序星碳元素及慢中子俘获过程元素含量增加。在随后的演化中，渐进巨星支恒星演化为白矮星，主序伴星演化到红巨星阶段成为碳星。如果这一双星演化过程发生在星族Ⅱ贫金属恒星之间，则为CH碳星；如果发生在星族Ⅰ恒星之间，则为钡星或部分J型碳星（见钡星和CH星）。另一种情况是氦白矮星与红巨星发生公共包层并合形成碳星。随着小质量双星的演化，其中一颗将率先演化为氦白矮星。当伴星继续演化到红巨星阶段时，恒星将充满洛希瓣，并通过内拉格朗日点向氦白矮星转移物质。如果物质转移的时标小于恒星的热时标，这种物质转移是动力学非稳定的，氦白矮星将很快被包裹进红巨星内部，形成公共包层。随后氦白矮星与红巨星氦核进一步靠近并释放引力势能及转移角动量到公共包层，引发公共包层不断损失物质。在氦白矮星与氦核逐渐靠近直至并合之前，如果转移的能量和角动量能够将公共包层完全抛射掉，则形成双氦白矮星系统；如果转移的能量和角动量不能将公共包层完全抛射掉，将形成一颗与红巨星类似的恒星，其中心是氦白矮星与氦核并合所形成的并合核，而外部仍然包裹着之前红巨星留存的氢包层。与通常的红巨星不同，中心氦核的并合所爆发的强烈氦闪耀将驱动足够深的对流，这一对流将氦燃烧所生成的碳搬运到恒星表面，形成富碳表面。但该过程由于没有合适数密度的中子源，不足以发生慢中子俘获过程，因而没有慢中子俘获过程元素生成。这一渠道可以生成R型碳星或J型碳星，具体的机制尚待更细致的研究。