Kääpiötähti on suhteellisen pienikokoinen ja pienen valovoiman omaava tähti. Useimmat pääjaksotähdet ovat kääpiötähtiä. Termi keksittiin alun perin vuonna 1906, kun tanskalainen tähtitieteilijä Ejnar Hertzsprung huomasi, että punaisimmat tähdet – jotka Harvardin järjestelmässä luokitellaan K- ja M-luokkiin – voitiin jakaa kahteen eri ryhmään. Ne ovat joko paljon Aurinkoa kirkkaampia tai paljon himmeämpiä. Erottaakseen nämä ryhmät toisistaan hän kutsui niitä ”jättiläis-” ja ”kääpiötähdiksi”, joista kääpiötähdet ovat himmeämpiä ja jättiläistähdet Aurinkoa kirkkaampia. Useimmat tähdet luokitellaan nykyisin Morgan Keenanin järjestelmään käyttäen kirjaimia O, B, A, F, G, K ja M, jotka ovat järjestys kuumimmista: O-tyypistä viileimpään: M-tyyppiin. Termi ”kääpiötähti” laajennettiin myöhemmin kattamaan seuraavat:
- Pelkästään kääpiötähdellä tarkoitetaan yleensä mitä tahansa pääjaksotähteä, tähteä, jonka luminositeettiluokka on V: pääjaksotähdet (kääpiöt). Esim: Achernar (B6Vep)
- Punaiset kääpiöt ovat pienimassaisia pääjaksotähtiä.
- Keltaiset kääpiöt ovat pääjaksotähtiä (kääpiötähtiä), joiden massa on verrattavissa Auringon massaan.
- Oranssit kääpiöt ovat K-tyypin pääjaksotähtiä.
- Sininen kääpiö on hypoteettinen luokka erittäin pienimassaisia tähtiä, joiden lämpötila nousee niiden lähestyessä pääjaksoikänsä loppua.
- Valkoinen kääpiö on tähti, joka koostuu elektronidegeneroituneesta aineesta, ja sen ajatellaan olevan viimeinen vaihe sellaisten tähtien evoluutiossa, jotka eivät ole tarpeeksi massiivisia romahtaakseen neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi – tähtien, joiden massa on pienempi kuin noin 9 auringon massaa.
- Musta kääpiö on valkoinen kääpiö, joka on jäähtynyt niin paljon, ettei se enää säteile näkyvää valoa.
- Ruskokääpiö on tähtien alapuolella oleva kohde, joka ei ole tarpeeksi massiivinen fuusioidakseen vetyä heliumiksi, mutta kuitenkin tarpeeksi massiivinen fuusioidakseen deuteriumia – alle noin 0,08 Auringon massan ja yli noin 13 Jupiterin massan kokoinen –
.