En stjerne ekstrem helium - ekstrem helium stjerne i engelsk abstract patron - er en stjerne supergéante lav masse, hvis spektrum i det væsentlige fri af linjer af hydrogen , det grundstof mest rigelige i universet ; i stedet består den af en meget høj andel helium , deraf udtrykket " ekstrem ". Da der ikke er nogen kendt mekanisme, der kan føre til dannelse af brintfrie stjerner fra molekylære skyer , antages det, at sådanne stjerner dannes ved fusion af hvide dværge på den ene side til helium (af DB- eller DO-typen, henholdsvis karakteriseret ved deres He I- og He II-linier ) og på den anden side kulstof (af DQ-typen).
Ekstreme heliumstjerner danner en undergruppe af brintmangelstjerner , som f.eks. Inkluderer kolde kulstofstjerner såsom R Coronae Borealis , heliumrige stjerner af spektral type O eller B, Wolf-Rayet-stjerner , den variable type AM CVn , hvid dværg spektral type toilet og alle overgangsstjerner såsom stjernetype PG 1159 .
Den første ekstreme heliumstjerne , HD 124448 , blev opdaget i 1942 af Daniel M. Popper ved McDonald Observatory ved University of Texas i Austin ; spektret af denne stjerne havde ikke brintlinjer , men tværtimod meget intense heliumlinjer såvel som kulstof og ilt . Den anden, PV Telescopii , blev opdaget i 1952, og i alt 25 kandidatstjerner blev identificeret i 1996, før den blev reduceret til 21 i 2006). Et kendetegn, der er fælles for alle disse stjerner, er, at kulstof til helium- koncentrationsforholdet altid er mellem 0,3 og 1%, uanset koncentrationen af andre kemiske grundstoffer.
De i øjeblikket kendte ekstreme heliumstjerner er superkæmper, hvor brint mangler med en faktor på 10.000 eller mere. Overfladetemperaturen af disse stjerner er mellem 9000 til 35.000 K . De er lavet af helium med ca. 1% kulstof (ca. et atom ud af hundrede). Denne sammensætning indebærer, at disse stjerner har gennemgået fusionerne af brint og derefter helium.
To scenarier er blevet foreslået for at forklare dannelsen af sådanne stjerner:
Undersøgelse af den kemiske sammensætning af EHe-stjerner er dog mere i overensstemmelse med DD-modellen, som forudsiger, at heliumfusionsfasen allerede delvis har fundet sted i denne type stjerne.