Hüperhiid

Hüperhiiud kuuluvad kõige massiivsemate ja heledamate tähtede hulka, mida tähistatakse heledusklassiga 0, Ia⁺ või Ia-0. Taoliste tähtede läbimõõt võib küündida üle 2000 Päikese läbimõõdu. Mass võib aga ulatuda kuni umbes 265 Päikese massini.
Hüperhiiud tekivad väga harva – siis, kui nende tekkeks on olemas väga suur kogus küllalt tihedat gaasi või kui tähetekkepiirkonnas sulab kokku mitu väga massiivset just sündinud tähte.
Hüperhiiud aitavad mõista tähtede evolutsiooni, eriti nende teket, stabiilsust ja supernoovana plahvatamist.
Meie Galaktikas on neid teada umbes kümme, lähemates galaktikates on neid kokku veidi rohkem.

Päritolu ja mõiste

1956. aastal kasutasid astronoomid Feast ja Thackeray mõistet "üli-ülihiid" tähtede kohta, mille absoluutne heledus oli suurem kui −7.
1971. aastal tegi astronoom Philip Childs Keenan ettepaneku terminit kasutada ainult ülihiidude jaoks, mille spektri Hα piirkonnas esineb üks lai emissioonijoon. See viitab tähe ulatuslikule atmosfäärile või suhteliselt intensiivsele massikaotusele. Tänapäeval kasutataksegi kõige laialdasemalt Keenani kriteeriumit. 
Lisaks eeldatakse, et hüperhiidude spektris on karakteristlikust spektrijoonte laienemisest ja punanihkest tulenev kuju, mida nimetatakse P Cygni profiiliks. Spektris võivad peale tavaliste neeldumisjoonte esineda ka kiirgusjooned, mis viitavad tähe ümber olevale gaasikettale.

Kujunemine

Tähed algse massiga 25 M☉ (Päikese mass) lahkuvad kiiresti peajadast ja saavad sinisteks ülihiidudeks. Nad jahtuvad ja kasvavad peaaegu sama heledust säilitades punasteks ülihiidudeks, pärast seda tõmbuvad kokku ning kuumenevad, kui välimised kihid ära heidetakse. Ülihiiud võivad kuni supernoovana plahvatamiseni või oma välimiste kihtide täieliku äraheitmiseni veel punasest faasist siniseks muutuda ja vastupidi.
Algmassi 40 M☉ omavad tähed on liiga heledad stabiilse ulatusliku atmosfääri omamiseks ning nad ei jahtu kunagi piisavalt, et saada punaseks ülihiiuks. Kõige massiivsemad tähed võivad juba eelnevad etapid vahele jättes oma kihid täielikult ära heita. Selliseid nimetatakse Wolfi-Rayet' tähtedeks.
Tähed Hertzsprungi-Russelli diagrammi ülemises osas, kus hüperhiiud asuvad, võivad olla hiljuti peajadast arenenud ja omada endiselt suurt massi või olla palju kauem arenenud endised punased ülihiiud, mis on märkimisväärse osa oma algsest massist kaotanud. 
Kollaseid hüperhiide peetakse üldiselt endisteks punasteks ülihiidudeks, mis on juba suurema osa enda atmosfäärist ja vesinikust kaotanud. Mõned peaaegu sama heledusega stabiilsemad kollased ülihiiud on arenemas punaseks ülihiiuks, kuid nad on järsu ülemineku tõttu haruldased. Kollaste hüperhiidude heledus võib ulatuda 500 000 – 750 000 Päikese heleduseni, kuid sinised hüperhiiud võivad küündida kuni mõne miljonini. 
Hüperhiidude eluiga on nende suurest massist tingituna kosmilises ajaskaalas väga lühike – vaid mõni miljon aastat võrreldes Päikese-sarnaste tähtede elueaga umbes 10 miljardit aastat.
Hüperhiiud tekivad ainult suurimates ja tihedaimates täheformeerumise piirkondades. Vaatamata sellele, et neid on ekstreemse heleduse tõttu võimalik tuvastada ka lähedates galaktikates, on hüperhiidude lühikese eluea tõttu leitud neid vaid väike arv. Mõnes, näiteks üliheleda sinise muutliku tähe (ingl luminous blue variable) faasis veedetakse ainult mõni tuhat aastat.

Stabiilsus

Peaaegu kõikide hüperhiidude heledus varieerub nende sisemiste ebastabiilsuste tõttu. Heledad sinised muutlikud tähed ja kollased hüperhiiud paiknevad HR-diagrammil eraldiseisvas ebastabiilsuse piirkonnas. Viimased läbivad ainukesena ala, mida nimetatakse tühikuks kollaste hüperhiidude
arengudiagrammil (ingl Yellow Evolutionary Void). Teatud heledusega tähed muutuvad seal äärmiselt ebastabiilseks ja kaotavad tohutul hulgal oma massi. 
Hüperhiidude heledus on tihti väga lähedane Eddingtoni piirile. Viimane on suurim saavutatav heledus tähte paisutava ja väljapoole mõjuva kiirgusrõhu ning sissepoole mõjuva gravitatsioonijõu tasakaalu korral. Seega võib fotosfääri läbiv kiirgusvoog olla piisavalt tugev fotosfääri ülestõstmiseks. Eddingtoni piirist kõrgemal olles tekitaks täht nii palju kiirgust, et tema välimised kihid heidetaks massiivsetes pursetes eemale. See piiraks tähte pikemaks ajaks suurtel heledustel kiirgamast.
On võimalik, et 130-kordse Päikese massi ja nelja miljoni kordse Päikese heledusega Eta Carinae võib vahetevahel Eddingtoni piiri ületada.
Rida võimalikke purskeid vaadeldi aastatel 1840–1860, mil massikaotus oli palju intensiivsem sellest, mis saaks praeguse arusaama järgi tähetuule puhul võimalik olla.

Seos ülihiidudega

Hüperhiiud esinevad samas või sarnases HR-diagrammi piirkonnas eri klassidest tähtedega. Pole alati selge, kas eri klassid esindavad erinevate algtingimuste või eluetapiga tähti.  
Kuigi enamik ülihiide on vähem heledad kui sama temperatuuriga hüperhiiud, langevad mõned samasse heleduse vahemikku. Tavalistel ülihiidudel pole tugevat vesiniku emissiooni ja laienenud spektraaljooni. Väiksema massiga ülihiiud ei naase punase ülihiiu faasist, vaid plahvatavad supernoovana või muutuvad valgeks kääbuseks.

Teadaolevad hüperhiiud

Tähed, millele loetelus sulge ei järgne, asuvad Linnutees.