Une (étoile) hypergéante (c'est-à-dire une étoile de classe de luminosité 0) est une étoile de masse et de luminosité très élevées, qui possède un indice de perte de masse élevé. À cause de sa taille et de sa masse, une hypergéante est un objet particulièrement intéressant pour les scientifiques : il leur permet d'étudier les limites de formation des étoiles, tant en termes de taille que de luminosité.
Une hypergéante jaune est une étoile massive à l'atmosphère étendue et de classe spectrale variant de la fin de la classe A jusqu'au début de la classe K sur le diagramme Hertzsprung-Russell (HR). Sa masse initiale équivaut à 20 à 50 masses solaires, mais à ce stade, elle a pu perdre jusqu'à la moitié de cette masse2. Jusqu'ici, seule une poignée d'entre elles sont répertoriées dans notre galaxie.Parfois appelées hypergéantes froides en comparaison avec les étoiles faisant partie des classes O et B, et parfois hypergéantes tièdes en comparaison avec les supergéantes rouges, les hypergéantes jaunes comptent parmi les étoiles les plus lumineuses jamais observées, avec une magnitude absolue (MV) se situant aux environs de -9. Elles sont aussi parmi les étoiles les plus volumineuses et les plus rares.
En astronomie, une (étoile) variable lumineuse bleue (en anglais, Luminous blue variable (star) : LBV), appelée également (étoile) variable de type S Doradus ou variable de Hubble-Sandage, est une étoile variable hypergéante bleue et très lumineuse. Ces étoiles présentent de lents changements de luminosité, ponctués par des expulsions occasionnelles et importantes de matière (de l'ordre de 10−5 masse solaire par an). Extrêmement rares, elles ont été observées dans la galaxie d'Andromède et furent cataloguées pour la première fois par Edwin Hubble et Allan Sandage en 19531. C'est la raison pour laquelle elles furent longtemps appelées « variables de Hubble-Sandage » avant de prendre leur dénomination actuelle.
Ces étoiles, avec des masses allant jusqu'à 150 fois celle du Soleil, peuvent briller des millions de fois plus que le Soleil et ainsi approcher la limite théorique supérieure des masses stellaires. Si elles étaient encore plus massives, la gravité serait insuffisante pour contrebalancer la pression de radiation et elles se disloqueraient. Elles maintiennent difficilement l'équilibre hydrostatique car leur vent stellaire éjecte constamment de la matière, faisant décroître la masse de l'étoile. Pour cette raison, elles sont habituellement entourées de nébuleuses, créées par ces explosions ; Eta Carinae est l'exemple le plus proche et le mieux étudié. À cause de leur masse élevée et de leur très grande luminosité, leur durée de vie est très courte : quelques millions d'années.
Au début du xxie siècle, les théories estiment que les LBV correspondent à un stade d'évolution des étoiles très massives nécessaire pour évacuer l'excès de masse. Elles peuvent évoluer en étoiles Wolf-Rayet avant de finir en supernova. Si l'étoile ne perd pas assez de masse, elle peut produire une supernova particulièrement violente créée par instabilité de paires.