En 1941, Morgan et Keenan, deux compagnons maintenant célèbres, publièrent leur classification MK qui regroupa sous le nom d'étoile C les étoiles que l'ancienne classification de Harvard (B, A, F, G, K, M) groupait sous les types N et R. Les étoiles C doivent leur nom à l'omniprésence de larges bandes d'absorption moléculaire dans leur spectre. Ces molécules sont l'hydroxyde de carbone (CH), le cyanure (CN) et le carbone diatomique (C). La seule présence de molécules dans l'atmosphère de ces étoiles indique leur froideur. Stephenson (1989) a d'ailleurs sympathiquement intitulé sont catalogue d'étoiles C, le GCCCS, General Catalogue of Cool Carbon Stars. En effet, la température de ces étoiles ``cool'' se situe entre 2500 K et 3500 K, voire moins de 2000 K pour les étoiles C émettrices en infrarouge découvertes grâce au satellite IRAS.
La basse température s'explique. On a affaire à des étoiles très volumineuses, des géantes rouges sur la branche asymptotique des géantes (BAG). Les étoiles C sont donc intrinsèquement très lumineuses, on parle de magnitudes bolométriques absolues de . Cette forte luminosité s'avère heureuse pour l'étude de ces étoiles à l'extérieur de notre Galaxie. Si le nombre d'étoiles répertoriées dans la Voie lactée dépasse 5000 (Stephenson, 1989), il dépasse 1500 dans le GNM et 1800 dans le PNM (voir le tableau 2 de Azzopardi, 1994 et Kunkel et al., 1997b). On commence aussi à rechercher des étoiles C à de plus grandes distances. On en a découvertes plus de 200 dans M31 (Brewer et al., 1995), près de 100 dans Fornax (Frappier, 1998 et Azzopardi, 1998) et quelques-unes dans les autres galaxies naines du Groupe Local (Azzopardi, 1994).
Étant donné sa basse température de surface, on reconnaît une étoile C potentielle d'abord par sa couleur, rouge. Il n'est pas rare d'observer des couleurs photométriques de l'ordre de B - V > 3 mais la moyenne est d'environ B - V = 2.5. En fait, le pic de luminosité de ces étoiles est situé dans le rouge (bandes R ou I), voire dans l'infrarouge (bandes J, H ou K). C'est un autre avantage pour leur détection par caméras CCD car leur maximum d'émission s'agence bien à la sensibilité accrue des CCD entre 6000 Å et 9000 Å de longueur d'onde.