赤色矮星
主系列星は、質量が小さいものほど以下の特徴を強く示すようになる。
直径が小さい
表面温度が低く、放つ光が赤みを帯びる(黒体を参照)
明るさが暗い
恒星としての寿命が長い
赤色矮星は主系列星の中でも特に質量が小さく、これらの特徴が顕著である。また、赤色矮星は活発なフレア活動を示す傾向があり、閃光星と呼ばれる変光星に分類されるものが多い。
赤色矮星のサイズや明るさは様々である。太陽系に最も近い恒星のプロキシマ・ケンタウリは、質量・半径がともに太陽の7分の1程度、可視光での明るさは1万8000分の1に過ぎないが、最大級の赤色矮星であるラランド21185は、質量・半径ともに太陽の半分弱、明るさは180分の1に達する。
最小の赤色矮星の質量は太陽質量の 8% 程度である。これより質量の小さい天体は、中心部の温度が上がらず、軽水素の核融合反応を起こせない。このような天体は、恒星ではなく褐色矮星に分類される。一方、最大の赤色矮星の質量は太陽質量の46%程度と考えられ、これより質量の大きい恒星は終末期に膨張して赤色巨星へと変化することが予想されている。
赤色矮星は宇宙で最もありふれた恒星でもある。個数ベースで見ると、太陽近傍にある恒星と白色矮星のうちM型の赤色矮星が6割を占め、白色矮星を除くとその割合は8割弱に達する。
「赤色矮星」という用語には厳密な定義は存在しない。この用語の最も初期の使用例は1915年であり、単に高温な「青い」矮星と「赤い」矮星とを対比するために使用された。この用語の使用は確立されていったものの、その定義は曖昧なままであった。どのスペクトル型の恒星が赤色矮星に分類されるかについては、研究者により様々な範囲が決められている。例えばスペクトル型が K8 から M5 までとするもの、あるいは K5 より晩期のものとするものなどである。その他には dM と略される "Dwarf M star" という呼称も用いられたが、この分類にはしばしばスペクトル型が K の恒星も含まれた。
現在の用例においても、赤色矮星の定義は依然として揺れがある。明示的に定義される場合、典型的には晩期K型星と早期から中期M型星を含むが、多くの場合単にM型星のみに限定される。また、全てのK型星が赤色矮星に含まれる場合や、さらに早期型の恒星が含まれる場合もある。
最近のサーベイ観測では、非常に低温だが実際に主系列星である天体に対して、L2 や L3 のスペクトル型が与えられている。同時に、M6 や M7 程度よりも低温な多くの天体は褐色矮星であり、水素の核融合反応を維持できるだけの十分な質量を持っていない。そのため、赤色矮星と褐色矮星のスペクトル型には大きな重複があることになる。このスペクトル型の範囲内にある天体は分類分けを行うのが難しい。