Ülihiid

**Ülihiidudeks** nimetatakse väga heledaid ja massiivseid tähti, mille absoluutne heledus on vahemikus −3...−8 ja temperatuur vahemikus 3500 – 20 000 K. 

## Määratlus
### Spektraalne heleduse klass

Ülihiide saab tuvastada selliste spektrite põhjal, kus leiduvad suurele heledusele ja väiksele pinnagravitatsioonile tunnuslikud jooned. 1943. aastal formaliseerisid astronoomid Morgan ja Keenan spektraalsete heledusklasside definitsioonid, kus I klass viitab ülihiidudele. Sama süsteem on uute vaatluste põhjal tehtud täpsustustega kasutusel ka tänapäeval.

Ülihiiud esinevad igas spektraalklassis alates noortest sinistest O-klassi ülihiidudest kuni kaugele arenenud punaste M-klassi ülihiidudeni. Peajada tähtedega võrreldes on neil rohkem raskeid elemente, väiksem pinnagravitatsioon ja intensiivsem massikaotus, mille tagajärjel saavad väljapaisatud materjali pilved tekitada kiirgusjooni.

Morgani-Keenani (MK) süsteem määrab tähtedele heledusklassid järgmiselt: **Ib** ülihiidudele, **Ia** üliheledatele ülihiidudele ja **0** või **Ia<sup>+</sup>** hüperhiidudele. Tegelikult niivõrd eraldatavaid klassifikatsioone pigem ei ole; näiteks vahepealsete heledustega ülihiidude jaoks on kasutusel **Iab**.

### Arengulised ülihiiud
Ülihiide on võimalik määratleda ka teatud tähtede konkreetse arengufaasi põhjal. Tähtedel, mille algmass on suurem kui 8–10 Päikese massi (*M<sub>☉</sub>*), algab pärast vesiniku ammendumist kiirelt heeliumi tuumasüntees ning heeliumi ammendumise järel raskete elementide süntees, kuni rauast kujuneb tuum. Kui tuum lõpuks kokku variseb, tekib supernoova. Pärast selliste massiivsete tähtede peajadalt lahkumist paisub nende atmosfäär ning nad saavadki ülihiidudeks.
Tähtedel, mis on algselt väiksemad kui 10 *M<sub>☉</sub>*, ei teki kunagi rauast tuuma ja nad ei saa ülihiidudeks. Pärast heeliumi ammendumist ei sünteesi sellised tähed süsinikku ega raskemaid elemente, seega kaotavad nad lõpuks oma välimised kihid ja muutuvad valgeks kääbuseks.

## Omadused
Ülihiiud on Päikesest 8–12 korda suurema massiga ja 1000 kuni üle miljoni korra suurema heledusega. Nende raadius varieerub 30–500 või isegi üle 1000 Päikese raadiuse (*R<sub>☉</sub>*). 

### Temperatuur
Ülihiidude temperatuurid kuuluvad laia vahemikku, alates umbes 3500 kelvinist M-klassi tähtede puhul kuni üle 40 000 kelvinini kuumimate O-klassi tähtede puhul. Kuigi ülihiide leiab igast klassist O–M, kuulub enamik B-klassi. 

### Heledus

Ülihiiud paiknevad HR-diagrammi ülemises osas enam-vähem horisontaalsel ribal. Spektraaltüübiti esineb siiski varieeruvusi, mis tulenevad heleduse määramise meetoditest ja tähtede füüsikalistest omapäradest.

Tähe bolomeetriline heledus võtab arvesse kogu tähelt tulevat energiat. Bolomeetriline heledus on iga väga kuuma ja väga külma tähe jaoks näivast heledusest märkimisväärselt suurem, mõnikord isegi viis või enam korda suurem. 

Kõik ülihiiud on sama temperatuuriga peajada tähtedest suuremad ja heledamad. Kuumad ülihiiud asuvad seega heledate peajada tähtede kohal üsna kitsal ribal. Kuna B0 põhijada täht on heledusega −5, siis kõik B0 ülihiiud on sellest palju heledamad. Isegi kõige tuhmimate siniste ülihiidude bolomeetrilised heledused on kümneid tuhandeid suuremad Päikese bolomeetrilisest heledusest (*L<sub>☉</sub>*). Kõige heledamad võivad olla kuni miljon *L<sub>☉</sub>* ja on tihti ebastabiilsed, näiteks α Cygni muutlikud tähed ja heledad sinised muutlikud tähed (ingl *luminous blue variable*).

Kollased ülihiiud võivad absoluutsest tähesuurusest −5 tunduvalt tuhmimad olla, näiteks −2. Nad pole aga massiivsed, vaid pigem vahepealse massiga tähed, millel on suhteliselt väike pinnagravitatsioon.

Punastele ülihiidudele on kindel ülemine heleduse piir poole miljoni *L<sub>☉</sub>* juures. Enamik punaseid ülihiide on olnud 10–15-kordse Päikese massiga peajada tähed ja on nüüd heledusega alla 100 000 *L<sub>☉</sub>*. Leidub väga vähe eredaid M klassi ülihiide. Kõige tuhmimad punased ülihiiud on absoluutse tähesuurusega umbes −3.

Siniste, kollaste ja punaste ülihiidude suhteline arv osutab tähearengu kiirusele ja täiustab massiivsete tähtede arengumudeleid.

### Muutlikkus
Enamik ülihiide ilmutab mingil määral fotomeetrilist muutlikkust, kuid nende seas on määratletud ka kindlat tüüpi muutlikud tähed. Paljud kollased ülihiiud on klassikalised tsefeiidid. Lisaks on tüüpe nagu RV Tauri ja PV Telescopii muutlikud tähed. RV Tau tähtedele määratakse nende väikese pinnagravitatsiooni tõttu tihti ülihiidude heledusklass. Nendest veel haruldasemad PV Tel tüübi esindajad on väiksema heleduse ja üliväikese vesinikusisaldusega.

Hiiglaslike pursetega heledad sinised muutlikud tähed kuuluvad üldiselt üli- või hüperhiidude hulka, kuid nad on nii ebatavalised, et neid käsitletakse ka täiesti omaette kategooriana. Nende temperatuur on purske ajal umbes 8000 K ja 20 000 K rahulikumas olekus.

## Tuntud näited

Ülihiiud on haruldased ja lühikese elueaga, kuid tänu nende suurele heledusele on neid võimalik palja silmaga taevas näha. Rigel, Orioni tähtkuju erksaim täht, on tüüpiline sini-valge ülihiid. Deneb, Luige tähtkuju erksaim täht, on valge ülihiid. Delta Cephei, tuntud tsefeiidi prototüüp, on kollane ülihiid, ning Betelgeuse, Antares ja UY Scuti on punased ülihiiud. μ Cephei on üks punasemaid silmale nähtavaid tähti ja üks suuremaid Galaktikas. 

## Viited