Жёлтый гипергигант — массивная звезда с протяжённой атмосферой, принадлежит спектральному классу от A до K, при формировании объекта масса составляет 20-60 масс Солнца, но в процессе эволюции звезда теряет около половины своей массы. Звезды такого типа являются одними из наиболее ярких звёзд, абсолютные звёздные величины находятся в окрестности MV = −9, также это одни из редчайших объектов, в Млечном Пути известно всего 20 звёзд такого типа, при этом шесть из них находятся в скоплении Westerlund 1. Иногда эти объекты называют холодными гипергигантами в сравнении со звёздами классов O и B, а иногда называют тёплыми гипергигантами в сравнении с красными сверхгигантами.
Термин «гипергигант» используется с 1929 года, но первоначально он относился не к тем объектам, которые именуются гипергигантами в настоящее время.[1] Гипергиганты обозначают классом светимости '0', они имеют большую светимость, чем наиболее яркие сверхгиганты класса Ia,[2] хотя гипергигантами их не называли вплоть до конца 1970-х годов.[3] Другим критерием для выделения гипергигантов стал предложенный в 1979 году критерий для некоторых других теряющих массу горячих звёзд высокой светимости,[4] но к более холодным звёздам этот критерий не применялся. В 1991 году звезда Ро Кассиопеи была впервые описана как жёлтый гипергигант,[5] а после обсуждения на конференции Solar physics and astrophysics at interferometric resolution в 1992 году такие объекты было принято выделять в отдельный класс звёзд высокой светимости.[6]
Определение понятия «гипергигант» остаётся смутным, и хотя класс светимости 0 выделен под гипергиганты, они обычно обозначаются классом светимости Ia-0 и Ia+.[7] Высокая светимость определяется по различным особенностям спектра, которые чувствительны к поверхностной гравитации, как, например, ширина линии Hβ в горячих звёздах или бальмеровский скачок в более холодных звёздах. Низкая поверхностная гравитация обычно означает крупный размер звезды и, следовательно, большую светимость.[8] У более холодных звёзд можно использовать силу наблюдаемых линий водорода, такую как, например, линию O I на длине волны 777,4 нм, для калибровки светимости звезды.[9]
Одним из используемых для определения жёлтых гипергигантов астрофизических методов является так называемый критерий Кинан-Смолински. Все линии поглощения должны быть существенно уширены, в большей степени, чем у ярких сверхгигантов, а также должны быть свидетельства сильной потери массы. Также, должен наблюдаться хотя бы один компонент уширенной линии Hα. При этом профиль Hα может быть очень сложным, обычно наблюдаются как мощные эмиссионные линии, так и линии поглощения.[10]