En heliumstjärna är en stjärna av spektraltyp O eller B (blå) som har extremt starka heliumlinjer och svagare vätelinjer än vanligt, vilket indikerar en stark stjärnvind och massförlust från det yttre skalet. Extrema heliumstjärnor har brist på väte i spektrumet. [1] Verkliga heliumstjärnor ligger nära en heliumhuvudsekvens , liknande huvudsekvensen som bildas av vätestjärnor. [2]
Tidigare kallades en heliumstjärna för en stjärna av spektraltyp B, men detta namn används inte längre.
En heliumstjärna kallades också en hypotetisk stjärna, som kan bildas genom sammanslagning av två heliumvita dvärgar med en total massa på minst 0,5 solmassor, följt av heliumbränning; livslängden för sådana stjärnor är flera hundra miljoner år. I detta fall måste de sammanslagna komponenterna vara i samma utvecklingsstadium.
Heliumstjärnornas förmåga att omvandlas till andra typer av stjärnor har observerats i många år. 2014 exploderade Kormas helium nova V445, tillsammans med den efterföljande explosionen av SN2012Z, vilket resulterade i ett massutbyte mellan komponenterna. Samtidigt bildades en heliumstjärna, som eventuellt senare förvandlas till en röd jätte efter förlusten av vätehöljet. [3]