Les étoiles C sont situées dans le diagramme HR sur la BAG. Ce sont donc des étoiles dans un stade évolutif bien avancé, postérieur au stade de géante rouge et juste antérieur au stade de nébuleuse planétaire. Or, presque par définition, c'est la composition chimique de l'atmosphère qui rend ces étoiles si particulières, et non leur position dans le diagramme HR, qui s'apparente à celle des étoiles M géantes tardives. En effet, trois groupes se partagent la BAG, les étoiles M, S et C. Ce sont toutes des géantes rouges, de forte luminosité et de faible température de surface. Cependant, la spectroscopie révèle des différences frappantes entre les trois groupes, liées à la présence de larges bandes d'absorption moléculaire qui balafrent le spectre. Pour les étoiles M, la molécule responsable de cette absorption est l'oxyde de titanium (TiO) alors que pour les étoiles C, ce sont les molécules de carbone diatomique (C), d'hydroxyle de carbone (CH) et de cyanure (CN). Quant aux étoiles S, elles arborent la trace à la fois des molécules de TiO et de C. En somme, le facteur déterminant est l'abondance relative de carbone et d'oxygène, le rapport C/O. Il se trouve que les étoiles M ont un rapport C/O < 1 et que les étoiles C ont un rapport C/O > 1 alors que les étoiles S ont un rapport C/O 1. Comme l'oxygène et le carbone ont une très grande affinité et se lient facilement en monoxyde de carbone (CO), une étoile qui contient un surplus d'un des deux atomes voit le surplus de cet atome (oxygène ou carbone) se lier à d'autres atomes pour former soit des molécules carbonées (étoiles C) ou des molécules oxygénées (étoiles M). Le rapport C/O semble naturellement suggérer un lien évolutif entre ces trois groupes, évolution du type MSC.
C'est donc du point de vue de la composition chimique qu'il est intéressant d'aborder l'évolution des étoiles C. Mentionnons brièvement les étapes qui précèdent l'arrivée d'une étoile sur la BAG.