O stea pitică este o stea de dimensiuni relativ mici și de luminozitate redusă. Majoritatea stelelor din secvența principală sunt stele pitice. Termenul a fost inventat inițial în 1906, când astronomul danez Ejnar Hertzsprung a observat că cele mai roșii stele – clasificate ca fiind K și M în schema Harvard – puteau fi împărțite în două grupuri distincte. Acestea sunt fie mult mai strălucitoare decât Soarele, fie mult mai slabe. Pentru a distinge aceste grupuri, el le-a numit stele „gigantice” și „pitice”, stelele pitice fiind mai slabe, iar cele gigantice fiind mai strălucitoare decât Soarele. Majoritatea stelelor sunt clasificate în prezent în cadrul sistemului Morgan Keenan folosind literele O, B, A, F, G, K și M, o secvență de la cele mai fierbinți: Tipul O, până la cele mai reci: Tipul M. Domeniul de aplicare al termenului „pitic” a fost extins ulterior pentru a include următoarele:
- Steaua pitică singură se referă în general la orice stea de secvență principală, o stea din clasa de luminozitate V: stele de secvență principală (pitice). Exemplu: Achernar (B6Vep)
- Piticele roșii sunt stele de secvență principală cu masă redusă.
- Piticele galbene sunt stele de secvență principală (pitice) cu mase comparabile cu cea a Soarelui.
- Piticele portocalii sunt stele de secvență principală de tip K.
- O pitică albastră este o clasă ipotetică de stele cu masă foarte mică care cresc în temperatură pe măsură ce se apropie de sfârșitul vieții lor de secvență principală.
- O pitică albă este o stea compusă din materie degenerată de electroni, despre care se crede că reprezintă stadiul final al evoluției stelelor care nu sunt suficient de masive pentru a se prăbuși într-o stea neutronică sau într-o gaură neagră – stele mai puțin masive decât aproximativ 9 mase solare.
- O pitică neagră este o pitică albă care s-a răcit suficient de mult încât să nu mai emită lumină vizibilă.
- O pitică brună este un obiect substelar care nu este suficient de masiv pentru a fuziona vreodată hidrogenul în heliu, dar încă suficient de masiv pentru a fuziona deuteriul – mai puțin de aproximativ 0,08 mase solare și mai mult de aproximativ 13 mase iupiteriene.