Кра́сные ка́рлики, звёзды спектральных классов K и M, обладающие низкой светимостью. Температуры поверхностей этих звёзд лежат в диапазоне 2500–3800 К, радиусы – от 0,11 до 0,65 радиуса Солнца, массы – от 0,08 до 0,63 солнечной массы и болометрические светимости – на 1–3 порядка величины меньше светимости Солнца. Из-за низкой светимости красные карлики сравнительно хорошо изучены только на довольно небольших расстояниях от Солнца – до 10–20 парсек, поэтому у таких звёзд, как правило, наблюдаются большие собственные движения. Ближайшие к Солнцу звёзды, Проксима Кентавра и CN Льва, являются М-карликами. Красные карлики – самый распространённый среди изученных типов звёзд. Хотя более холодные и менее массивные коричневые карлики, возможно, столь же или даже более многочисленны, чем красные карлики, бóльшая часть звёздного вещества сосредоточена в красных карликах.

Характерная особенность спектров красных карликов – это наличие в них полос оксида титана, которые у самых холодных из них сменяются полосами оксида ванадия, а также наличие многочисленных линий поглощения нейтральных металлов. Как показали расчёты моделей этих звёзд, у самых горячих из них относительные толщины конвективных зон заметно больше, чем у Солнца, а у спектральных подклассов М3–M4 и более холодных внутренние области с лучистым переносом энергии вообще отсутствуют и перенос энергии по всей толщине осуществляется только конвекцией.

Повышенный интерес к красным карликам возник в конце 1940-х гг., когда у нескольких звёзд этого типа были зарегистрированы спорадические всплески яркости, повышающие их блеск на несколько звёздных величин за минуты. В 1958 г. красные карлики с такими вспышками были выделены в отдельный класс переменных звёзд, названный по их прототипу вспыхивающими звёздами типа UV Кита. В спектрах этих звёзд были обнаружены интенсивные линии излучения водорода и ионизованного кальция, свидетельствующие о том, что над холодной фотосферой вспыхивающих красных карликов находится более горячее вещество, как хромосфера на Солнце. Фотометрические исследования таких звёзд вне вспышек обнаружили малоамплитудные периодические колебания блеска, которые удалось объяснить вращением звёзд с запятнённой поверхностью. Позднее были обнаружены тепловой и нетепловой компоненты радиоизлучения красных карликов, а с помощью космических аппаратов открыто рентгеновское излучение таких звёзд в спокойном состоянии и во время вспышек, возникающее в звёздных коронах с температурой в миллионы градусов, а также эмиссионные линии многократно ионизованных атомов углерода, кремния, азота и других элементов, образующиеся в переходной области между хромосферой и короной. Таким образом, на красных карликах были открыты практически все явления, свойственные активности Солнца.

Активность красных карликов и примыкающих к ним с двух сторон температурной шкалы коричневых и оранжевых карликов физически идентична активности Солнца и обусловлена, в конечном счёте, магнитными полями, генерируемыми при взаимодействии вращения и конвективного переноса вещества в подфотосферных слоях звезды. Существенные количественные различия в наблюдаемых явлениях связаны как с различиями в глобальных параметрах этих звёзд и Солнца, так и с эффектами наблюдательной селекции. Самые мощные вспышки на красных карликах на 2–3 порядка величины превосходят самые мощные солнечные вспышки. Суммарная площадь пятен на красных карликах достигает 40–50 % поверхности звезды, тогда как на Солнце она не превышает долей процента. Напряжённости магнитных полей на красных карликах в несколько раз превышают напряжённости полей в солнечных пятнах, а обнаруженные на звёздах-карликах аналоги 11-летнего солнечного цикла активности (цикла Швабе) имеют по порядку величины такие же продолжительности. Однако в коронах вспыхивающих звёзд длительное время существуют высокоэнергичные частицы, чего нет на Солнце, а в одной из мощных звёздных вспышек были зафиксированы всплески высокополяризованного излучения, неизвестные на Солнце.

Активность красных карликов обнаружила чёткие эволюционные изменения: она максимальна у самых молодых звёзд и затухает у одиночных звёзд за миллиарды лет из-за торможения их вращения звёздным ветром. Однако в двойных системах, где имеет место перекачка момента импульса из орбитального движения во вращение компонентов, высокая активность сохраняется на многие миллиарды лет.

Значительное разнообразие звёзд-карликов по массе, возрасту и скорости вращения позволяет в рамках единого подхода к описанию активности звёзд солнечного типа нижней части главной последовательности реконструировать эволюцию солнечной активности на прошедшие и будущие миллиарды лет.

Бо́льшая часть из нескольких тысяч обнаруженных экзопланет обращается вокруг красных карликов.