极端氦星（extreme helium star，EHe）是几乎没有宇宙最常见化学成分氢的低质量超巨星。由于在分子云中没有形成缺氢恒星的条件，理论推测它们是经由白矮星的合并产生。一颗氦白矮星（DB或DO），和另一颗富含碳、氧的白矮星（DQ）。

极端氦星是更广泛的缺氢恒星类别的子群。后著包括像北冕座R的低温碳星、富含氦光谱的O或B型恒星、第一星族的沃夫–瑞叶星、猎犬座AM、光谱类为WC的白矮星、和光谱像过渡型的PG 1159星。

第一颗极端氦星是在1942年由美国奥斯丁麦克唐纳天文台的丹尼尔·M·波珀（Daniel M. Popper）发现的HD 124448。这颗恒光谱没有氢线，但有强烈的氦线和碳和氧的谱线存在。 第二颗是望远镜座PV，于1952年发现，而迄1996年总共才发现25颗候选者（这份清单在2006年被减为21颗）。这些恒星共通的特征是不论其它元素的丰度比有多大的变化，氦碳丰度比总是处于0.3到1%的范围。

已知的极端氦星都是超巨星，而氢丰度的数量级低于10,000或更低。这类恒星的表面温度范围从9,000至35,000K。它们的主要元素成分是氦，其次是碳，大约是每一百个原子有一个碳原子。这些恒星的化学组成暗示在它们的演化上经历了氢和氦燃烧的阶段。

对极端氦星的组成，提出了两种可能的方案：

1.双简并模型（The double-degenerate model，DD）：解释了较小的氦白矮星和规模较大的碳氧白矮星组成的双星系统。这两颗星都已经停止通过核聚变产生能量，而已经都是致密天体。它们辐射出引力波造成其轨道衰变，直到两颗星合并。如果两颗星合起来的质量不会超过钱德拉塞卡极限，氦会附着在CO矮星上并且点燃，以成为一颗超巨星。之后在冷却成为白矮星之前，这将成为一颗极端氦星。

2.最后闪光模型（The final-flash model，FF）：建议极端氦星可以形成是否离开渐近巨星分支之后的演化阶段。当恒星冷却形成一颗白矮星，点燃了围绕恒星周围壳层的氦，造成更外面的外围迅速膨胀。如果在外壳层中的氢被消耗掉，这颗恒星便会因为缺乏氢而成为极端氦星。

对一些极端氦星的元素丰度调查，认同DD模型的预测。