On peut très facilement reconnaître le spectre des étoiles carbonées parmi d'autres étoiles. Une méthode efficace pour découvrir ces étoiles consiste à observer un champ complet d'étoiles à l'aide d'un réseau à faible dispersion spectrale (GRISM). Les bandes d'absorption des étoiles carbonées sautent aux yeux.
Mais classifier les étoiles carbonées est une autre paire de manches. Les spectres se ressemblent tous entre eux. De nombreux remaniements se sont faits dans leur classification depuis qu'on les connaît. C'est la complexité des spectres d'absorption moléculaire et la difficulté d'isoler des raies atomiques qui en sont les grands responsables.
L'étude des étoiles carbonées a débuté en 1867 avec la classification de Sechi (voir la revue de Blanco, 1989). Elles formaient la quatrième de ses quatre classes. À cette époque, on ne savait pas encore quel élément causait les bandes d'absorptions. Puis, au début du vingtième siècle, Pickering et Fleming ont subdivisé les trois premières classes de Sechi en classes B, A, F, G, K, M. La quatrième classe, celle des étoiles carbonées, s'est subdivisée en deux: les étoiles N et les étoiles R. Les étoiles R étaient plus bleutées que les étoiles N.
En 1941, croyant avoir affaire à une seule et même classe spectrale, Morgan et Keenan ont unifié les classes R et N sous l'appellation étoile C. D'après eux, les différences entres ces deux groupes s'expliquaient simplement par la température de surface des étoiles. Un continuum devait exister entre les étoiles R plus chaudes et les étoiles N plus froides.
Malheureusement, au fil du temps, et particulièrement grâce à Yamashita (1972 et 1975) qui a classifié plusieurs centaines d'etoiles C, il est devenu clair que les étoiles R n'étaient pas simplement le pendant chaud des étoiles N. En effet, d'autres types d'étoiles de carbone se sont ajoutés aux deux classes principales, soient les étoiles CH, J, Ba, Li et Hd. Keenan a donc publié une classification MK révisée (1993) incluant ces nouveaux types d'étoiles présentant des spectres d'absorption de carbone moléculaire. Ce faisant, il avouait son échec, celui de l'impossibilité de réunir toutes ces étoiles froides et carbonées en une seule classe continue.
La classification MK révisée sépare dorénavant les étoiles C en quatre
grands groupes: C-N, C-R, C-J et C-H. Il existe également quelques groupes
marginaux: C-Hd, Barium et C-L. De loin, le groupe le plus nombreux est
celui de C-N mais personne n'a fait de statistique approfondie. Le
tableau 
présente la distribution des étoiles parmi les
classes. Les données sont tirées des listes de Yamashita (1972, 1975)
qui comprennent 268 étoiles C galactiques bien observées
spectroscopiquement par plusieurs observateurs.
Type Nombre Fraction C-N 151 56%
C-R 36 13%
C-J 49 18%
C-H 25 9.3%
C-Hd 5 1.9%
C-L 2 0.8%