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Cet article concerne les petites étoiles de la séquence principale. Pour le stade de l'évolution des naines blanches, voir Naine rouge (stade de naine blanche).
En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type spectral M V, c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les étoiles K dites tardives (naines orange les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges.
Ces étoiles sont peu massives et de température peu élevée. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masse solaire (M☉) et une température inférieure à 4 000 K en surface, ce sont des étoiles peu lumineuses, les plus grosses d'entre elles émettant de l'ordre de 10 % de la luminosité solaire. En dessous de 0,08 M☉, on a affaire à un objet substellaire, à une naine brune ou à une planète géante gazeuse. La limite entre étoile naine rouge et naine brune de type spectral M est généralement au niveau du type M 6.5.
Les naines rouges seraient de loin les étoiles les plus nombreuses de l'Univers[1]. Les modèles stellaires actuels les décrivent comme entièrement convectives, c'est-à-dire que l'hydrogène est constamment brassé par convection dans l'ensemble de l'étoile de sorte que l'hélium issu de la réaction proton-proton au cœur de l'astre ne peut s'y accumuler. Les naines rouges pourraient ainsi briller de façon relativement constante pendant des centaines ou milliers de milliards d'années[2], des durées de vie de l'ordre de cent ou mille fois l'âge actuel de l'Univers : les naines rouges actuelles n'en sont qu'au début de leur existence.