En heliumstjerne er en stjerne af spektral type O eller B (blå), der har ekstremt stærke heliumlinjer og svagere end sædvanlige brintlinjer, hvilket indikerer en kraftig stjernevind og massetab fra den ydre skal. Ekstreme heliumstjerner har mangel på brint i spektret. [1] Ægte heliumstjerner ligger i nærheden af en heliumhovedsekvens , svarende til hovedsekvensen dannet af brintstjerner. [2]
Tidligere blev en heliumstjerne kaldt en stjerne af spektral type B, men dette navn bruges ikke længere.
Også en heliumstjerne blev kaldt en hypotetisk stjerne, som kan dannes ved sammensmeltning af to heliumhvide dværge med en samlet masse på mindst 0,5 solmasser efterfulgt af heliumbrænding; levetiden for sådanne stjerner er flere hundrede millioner år. I dette tilfælde skal de fusionerende komponenter være på samme evolutionære stadium.
Heliumstjerners evne til at forvandle sig til andre slags stjerner er blevet observeret i mange år. I 2014 eksploderede Kormas helium nova V445 sammen med den efterfølgende eksplosion af SN2012Z, hvilket resulterede i en masseudveksling mellem komponenterne. Samtidig blev der dannet en heliumstjerne, som muligvis senere blev omdannet til en rød kæmpe efter tabet af brinthylsteret. [3]