On l'a vu, la classification des étoiles C divise ces étoiles en différents groupes. Si au début du siècle il existait deux groupes, N et R, maintenant, MK révisé en compte sept. Quatre de ces groupes sont importants. Il s'agit des étoiles C-N, C-R, C-H et C-J. En quoi consistent les différences qui les séparent au juste?
Commençons par les étoiles C-N, dites classiques. Elles forment sans aucun doute la classe la plus nombreuse (60% des étoiles C). Ce sont assurément des étoiles de la BAG, de par leur couleur et surtout leur luminosité () plus forte que toute autre classe. Elles subiraient donc des pulses thermiques telles qu'expliqué au chapitre 2, d'où leur forte abondance d'éléments du processus s. La spectroscopie montre à quel point l'atmosphère des étoiles C-N est instable ou du moins variable. McClure (1997a) présente des observations spectroscopiques de longue haleine (plus de dix ans) de plusieurs types d'étoiles C. La vitesse radiale des étoiles C-N montre des variations aléatoires de l'ordre de .
Le deuxième groupe dit ``classique'', est celui des étoiles C-R. Plus que leur couleur franchement bleutée par rapport aux étoiles C-N, c'est l'origine de ces étoiles qui étonne. Les observations de McClure (1997a) pointent vers une origine catastrophique de coalescence d'étoiles binaires. En effet, toutes les étoiles C-R sont des systèmes simples alors qu'en moyenne la fraction d'étoiles géantes rouges binaires est environ 25-33% (Mermilliod & Mayor, 1989). Voici un scénario possible de formation. À l'arrivée sur la BGR, l'expansion d'une étoile peut freiner et ``avaler'' un compagnon en orbite serrée. Le mélange du coeur de C-N-O qui en résulte pourrait faire dépasser le rapport C/O à la surface et créer une étoile C-R. En outre, les étoiles C-R ont une faible abondance des éléments du processus s propres à la phase de pulse thermique sur la BAG. Les étoiles C-R sont d'ailleurs moins lumineuses (de 2 à 4 magnitudes plus faible) et figurent difficilement sur la BAG.
Les étoiles C-H forment la troisième classe. Elles sont aussi bleutées que les étoiles C-R et se fondaient avec elles dans l'ancienne classe R. L'origine des étoiles C-H est encore très débattue. D'un côté, des études sur 24 étoiles C-H et C-Ba galactiques ont montré que ces étoiles sont toutes binaires avec des périodes entre quelques dizaines de jours et quelques années (McClure, 1997b, McClure & Woodsworth, 1990) et que leur luminosité serait aussi faible que les étoiles C-R. De l'autre côté, Suntzeff et al. (1993) ont déterminé la luminosité de 72 étoiles C-H du GNM et ont trouvé de très fortes luminosités (), voire plus fortes que les étoiles C-N. Sachant que les étoiles C-H arborent une forte abondance d'éléments du processus s habituellement produits lors des pulses thermiques, on en appelle à deux théories de formation différentes pour ces étoiles. Selon McClure, il y a tout lieu de croire que des échanges de matière ont lieu entre les étoiles C-H et leur compagnon, vraisemblablement des naines blanches. Dans ce cas, c'est le carbone du compagnon qui aurait pollué les étoiles C-H dans le passé. Selon Suntzeff et al., les étoiles C-H appartiennent véritablement à la BAG puisqu'elles sont si lumineuses. Enfin, peut-être avons-nous affaire à deux populations vraiment distinctes?
La dernière classe digne de mention est celle des étoiles C-J. Il s'agit en fait d'étoiles C-N, C-R ou rarement C-H avec une surabondance de bandes isotopiques de carbone comme le C/C par exemple. L'origine de ce type d'étoiles reste encore inconnue. Remarquons que les étoiles C-J de type N sont plus lumineuses que les étoiles C-N. Cela fait dire à Wood et al. (1983) que les étoiles C-N, durant la période inter-flash à chaque pulse thermique sur la BAG, dragueraient des éléments fraîchement produits et deviendraient des étoiles C-J.
Le tableau 
résume les différences entre les principales
saveurs d'étoiles C. Il inclut également les étoiles S, qui sont à
mi-chemin entre les étoiles M et les étoiles C, et qui sont probablement
les précurseurs d'étoiles C-N.
Type Population Statut évolutionnaire Classe de luminosité C-N I - disque mince BAG-pulsations thermiques Géantes brillantes
C-R I-II - disque moyen BGR?, binaires fusionnées? Géantes normales
C-H II - halo Binaire-tranfert de masse ou BAG? Géantes brillantes
C-J ? Phase inter-flash sur BAG? Géantes
S I - disque mince BAG Géantes brillantes