Una estrella enana es una estrella de tamaño relativamente pequeño y baja luminosidad. La mayoría de las estrellas de la secuencia principal son estrellas enanas. El término se acuñó originalmente en 1906 cuando el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung observó que las estrellas más rojas, clasificadas como K y M en el esquema de Harvard, podían dividirse en dos grupos distintos. Son mucho más brillantes que el Sol o mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, los llamó estrellas «gigantes» y «enanas», siendo las enanas más débiles y las gigantes más brillantes que el Sol. En la actualidad, la mayoría de las estrellas se clasifican según el sistema Morgan Keenan utilizando las letras O, B, A, F, G, K y M, una secuencia que va desde la más caliente Tipo O, a las más frías: Tipo M. El alcance del término «enana» se amplió posteriormente para incluir lo siguiente:
- La estrella enana por sí sola se refiere generalmente a cualquier estrella de la secuencia principal, una estrella de la clase de luminosidad V: estrellas de la secuencia principal (enanas). Ejemplo: Achernar (B6Vep)
- Las enanas rojas son estrellas de la secuencia principal de baja masa.
- Las enanas amarillas son estrellas de la secuencia principal (enanas) con masas comparables a la del Sol.
- Las enanas naranjas son estrellas de la secuencia principal de tipo K.
- Una enana azul es una clase hipotética de estrellas de muy baja masa que aumentan su temperatura a medida que se acercan al final de su vida en la secuencia principal.
- Una enana blanca es una estrella compuesta por materia degenerada en electrones, que se cree que es la etapa final de la evolución de las estrellas que no son lo suficientemente masivas como para colapsar en una estrella de neutrones o en un agujero negro: estrellas menos masivas que aproximadamente 9 masas solares.
- Una enana negra es una enana blanca que se ha enfriado lo suficiente como para dejar de emitir luz visible.
- Una enana marrón es un objeto subestelar no lo suficientemente masivo como para fusionar hidrógeno en helio, pero sí lo suficientemente masivo como para fusionar deuterio: menos de unas 0,08 masas solares y más de unas 13 masas de Júpiter.