Czym jest gwiazda hiperolbrzym?
Hiperolbrzym to najrzadsza i najjaśniejsza klasa gwiazd we Wszechświecie – gwiazdy o masach powyżej ok. 50-100 mas Słońca, jasnościach setek tysięcy do kilku milionów jasności Słońca i rozmiarach od kilkuset do ponad tysiąca promieni Słońca. Żyją zaledwie kilka milionów lat, tracąc masę w intensywnych wiatrach gwiazdowych z prędkością dziesiątek tysięcy mas Słońca na rok.
W klasyfikacji Morgana-Keenana hiperolbrzymy odpowiadają klasie jasności Ia+ (lub 0). Dzielą się na niebieskie (O lub B – najgorętsze, np. eta Carinae, P Cygni, S Doradus), żółte (F-G, niestabilne, rzadkie – np. HR 5171A) i czerwone (M – chłodniejsze, największe rozmiarami – np. VY Canis Majoris, UY Scuti). Czerwony hiperolbrzym VY Canis Majoris ma promień ok. 1420 promieni Słońca – gdyby umieścić go w miejscu Słońca, jego powierzchnia sięgałaby poza orbitę Jowisza. UY Scuti przez pewien czas był uznawany za największą gwiazdę, lecz pomiary paralaksy Gaia zrewidowały jego rozmiar.
Hiperolbrzymy są tak rzadkie, że w całej Drodze Mlecznej znamy zaledwie kilkadziesiąt pewnych kandydatów. Są kluczowe dla ewolucji galaktyk: ich eksplozje jako hipernowe i rozbłyski gamma wzbogacają ośrodek międzygwiazdowy pierwiastkami ciężkimi i wyzwalają formowanie nowych gwiazd. Przyszłość eta Carinae (ok. 120-150 mas Słońca, 7500 ly) jest niepewna – może eksplodować jako hipernowa i stać się przez kilka tygodni widoczna w dzień.