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 massiivsete tähtede 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 spektrites on vaadeldav lai Hα emissioonijoon. See viitab tähe ulatuslikule atmosfäärile või suhteliselt intensiivsele massikaotusele. Tänapäeval kasutataksegi kõige laialdasemalt Keenani kriteeriumit. 
Lisaks eeldatakse, et hüperhiidude spektris on intensiivsest tähetuulest või tähte ümbritsevast kestast tingitud laia kiirgusjoone ja vaatleja suunas liikuva tähetuule põhjustatud sininihkes neeldumisjoone koosmõjust tulenev iseloomulik kuju, mida nimetatakse P Cygni profiiliks. Spektris võivad peale tavaliste neeldumisjoonte esineda ka mitmel põhjusel tekkivad vesiniku, heeliumi ning raskemate elementide kiirgusjooned.
Kujunemine.
Tähed algse massiga 25 "M☉" (Päikese mass) lahkuvad kiiresti peajadalt 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 punase ülihiiu faasist sinisteks ülihiidudeks muutuda.
Tähed algmassiga 40 "M☉" 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 üli- või hüperhiidudeks, mis on juba suure 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 "L☉" (Päikese heleduseni), kuid siniste hüperhiidude kiirgusvõimsus võib küündida kuni mõne miljoni "L☉". 
Hüperhiidude eluiga on nende suurest massist tingituna kosmilises ajaskaalas väga lühike – vaid mõni miljon aastat võrreldes Päikese-sarnaste tähtede umbes 10 miljardit aastase elueaga.
Hüperhiiud tekivad ainult suurimates ja tihedaimates tähetekke 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, LBV tähe (ingl "luminous blue variable"), faasis veedetakse ainult mõni tuhat aastat.
Stabiilsus.
Peaaegu kõikide hüperhiidude heledus muutub nende sisemiste ebastabiilsuste tõttu. Heledad sinised muutlikud tähed ja kollased hüperhiiud paiknevad Hertzsprungi-Russelli diagrammil nn. ebastabiilsuse piirkonnas. Viimased läbivad ainukesena diagrammi parameetriruumi ala, mida nimetatakse tühikuks kollaste hüperhiidude arengudiagrammil (ingl "Yellow Evolutionary Void"). Teatud heledusega tähed muutuvad seal eriti ebastabiilseks ja kaotavad suurel hulgal oma massi. Hüperhiidude heledus on tihti väga lähedane Eddingtoni piirile. Viimane on tähe suurim kiirgusvõimsus 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 sisemuses nii palju kiirgust, et tema välimised kihid puhutaks ära. See piiraks tähte pikemaks ajaks suurtel heledustel kiirgamast.
On võimalik, et 130 "M☉" ja nelja miljoni "L☉" 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 Hertzsprungi-Russelli diagrammi piirkonnas eri spektriklassidesse kuuluvate väga suure heledusega 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.
LBV tähed.
Muutlikkuse tsüklite mõnedes etappides liigitatakse mõndasid LBV tähti siniste hüperhiidude hulka.
Sinised hüperhiiud.
Täheparves Westerlund 1:
Linnutee keskmes:
Kollased hüperhiiud.
Täheparves Westerlund 1: