العمالقة الضخمة هي نجوم ذات كتلة عالية، أكبر وأكثر ضياءً من نجوم النسق الأساسي. تتطور نجوم فئة «أوه» ونجوم فئة «بي» المبكرة ذات الكتل الأولية البالغة 10 إلى 300 ضعف كتلة الشمس تقريبًا بعيدًا عن النسق الأساسي في غضون بضعة ملايين عام فقط إذ يُستهلك [[هيدروجين|الهيدروجين]] الخاص بها وتبدأ العناصر الثقيلة بالظهور بالقرب من سطح النجم. عادةً ما تصبح هذه النجوم عملاقة زرقاء ضخمة، على الرغم من احتمال تطور بعضها مباشرةً لتتحول إلى نجوم «وولف رايت».<ref name="meynet">{{citeاستشهاد journalبدورية محكمة|author1مؤلف1=Georges Meynet|author2مؤلف2=Cyril Georgy|author3مؤلف3=Raphael Hirschi|author4مؤلف4=Andre Maeder|author5مؤلف5=Phil Massey|author6=Norbert Przybilla|author7=Fernanda Nieva|titleعنوان=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective|pagesصفحات=266–278|volumeالمجلد=80|issueالعدد=39|journalصحيفة=Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège|arxiv=1101.5873|bibcode=2011BSRSL..80..266M|yearسنة=2011}}</ref> يحدث التوسع نحو مرحلة العملاقة الضخمة عندما يُستنزف الهيدروجين في مركز النجم ويبدأ حرق غلاف الهيدروجين، ولكن قد يحدث ذلك أيضًا بسبب انجراف العناصر الثقيلة إلى السطح عن طريق الحمل الحراري وفقدان الكتلة بسبب زيادة الضغط الإشعاعي.<ref name="eggenberger">{{citeاستشهاد بدورية journalمحكمة|last1الأخير1=Eggenberger|first1الأول1=P.|last2الأخير2=Meynet|first2الأول2=G.|last3الأخير3=Maeder|first3الأول3=A.|titleعنوان=Modelling massive stars with mass loss|journalصحيفة=Communications in Asteroseismology|dateتاريخ=2009|volumeالمجلد=158|pagesصفحات=87|bibcode=2009CoAst.158...87E}}</ref>
العملاقة الزرقاء الضخمة هي نجوم متطورة حديثًا من النسق الأساسي، وتتمتع بضياء عالٍ للغاية، ومعدلات فقد كتلة عالية، وغير مستقرة بشكل عام. يصبح العديد منها متغيرات زرقاء شديدة الضياء (إل بي في) وتمر بمراحل من فقدان الكتلة الشديد. تستمر العملاقة الزرقاء الضخمة ذات الكتلة المنخفضة بالتوسع حتى تصبح عملاقة حمراء. في هذه العملية، تقضي بعض الوقت كعمالقة صفراء ضخمة أو عمالقة صفراء فائقة، ولكن يحدث هذا التوسع خلال بضعة آلاف عام فقط، وبالتالي فإن هذه النجوم نادرة. تنفث العمالقة الحمراء الضخمة ذات الكتلة الأكبر غلافها الجوي الخارجي وتتطور إلى عمالقة زرقاء ضخمة، وربما إلى نجوم وولف رايت بعد ذلك. اعتمادًا على الكتلة الدقيقة وتكوين العملاق الأحمر الضخمة، يمكنه المرور بعدد من مراحل «الحلقات الزرقاء» قبل أن ينفجر على شكل مستعر أعظم من النوع الثاني أو قد ينفث في النهاية ما يكفي من طبقاته الخارجية ليصبح عملاقًا أزرقًا ضخمًا مرةً أخرى، أقل ضياءًا من المرة الأولى ولكن غير مستقر. إذا تمكن هذا النجم من أن يمر عبر «الفراغ التطوري الأصفر»، فمن المتوقع أن يصبح أحد نجوم إل بي في الأقل ضياءً.<ref name="origlia">{{Citeاستشهاد journalبدورية محكمة|last1الأخير1=Origlia|doi=10.1086/306937|arxiv=astro-ph/9810017|pmc=|pmid=|yearسنة=1999|pagesصفحات=96–108|issueالعدد=1|volumeالمجلد=514|journalصحيفة=The Astrophysical Journal|titleعنوان=Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near‐Infrared|first1الأول1=L.|first5الأول5=E.|last5الأخير5=Oliva|first4الأول4=D.|last4الأخير4=Schaerer|first3الأول3=C.|last3الأخير3=Leitherer|first2الأول2=J. D.|last2الأخير2=Goldader|bibcode=1999ApJ...514...96O}}</ref><ref name="lmcysg">{{Citeاستشهاد بدورية journalمحكمة|arxiv=1202.4225|author1مؤلف1=Neugent|author2مؤلف2=Philip Massey|author3مؤلف3=Brian Skiff|author4مؤلف4=Georges Meynet|titleعنوان=Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud|journalصحيفة=The Astrophysical Journal|volumeالمجلد=749|issueالعدد=2|pagesصفحات=177|dateتاريخ=2012|doi=10.1088/0004-637X/749/2/177|bibcode=2012ApJ...749..177N}}</ref>
يكون ضياء العمالقة الزرقاء الضخمة الأعلى كتلةً شديدًا للغاية لدرجة لا تسمح لها بالاحتفاظ بغلاف جوي كافٍ ولا تتوسع أبدًا لتصبح عمالقة حمراء ضخمة. الحد الفاصل لحدوث ذلك هو تمتع النجم بكتلة تعادل 40 ضعف كتلة الشمس تقريبًا، على الرغم من تطور العمالقة الحمراء الضخمة الأبرد والأكبر حجمًا من نجوم ذات كتلة أولية تتراوح بين 15 و25 ضعف كتلة الشمس. من غير الواضح ما إذا كانت العملاقة الزرقاء الضخمة تستطيع فقد كتلة كافية لتبلغ عمرًا طويلًا وتتطور بأمان لتصبح نجوم وولف رايت وأخيرًا نجومًا قزمة بيضاء، أو قد تتطور لتصبح نجوم وولف رايت قبل أن تنفجر كمستعرات عظمى، أو قد تنفجر على شكل مستعرات عظمى كعمالقة زرقاء ضخمة.<ref name="stothers">{{Citeاستشهاد journalبدورية محكمة|last1الأخير1=Stothers|first1الأول1=R. B.|last2الأخير2=Chin|first2الأول2=C. W.|doi=10.1086/322438|titleعنوان=Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars|journalصحيفة=The Astrophysical Journal|volumeالمجلد=560|issueالعدد=2|pagesصفحات=934|yearسنة=2001|pmid=|pmc=|bibcode=2001ApJ...560..934S|hdl=2060/20010083764|doi-access=free}}</ref>
تكون النجوم السابقة لانفجار المستعر الأعظم في الغالب عمالقة حمراء ضخمة وكان يُعتقد أن العمالقة الحمراء الضخمة فقط يمكن أن تنفجر كمستعر أعظم. مع ذلك، أجبر المستعر الأعظم «1987 إيه» الفلكيين على التحقق من هذه النظرية، إذ كان سلفه، «ساندوليك -69° 202»، عملاقًا أزرق ضخمًا من الصنف «بي 3». الآن، من المعروف من عمليات الرصد أنه يمكن لأي فئة تقريبًا من النجوم المتطورة عالية الكتلة، بما في ذلك العمالقة الزرقاء والصفراء الضخمة، أن تنفجر على شكل مستعر أعظم على الرغم من أن النظرية لا تزال تناضل لشرح آلية ذلك بالتفصيل. في حين أن معظم [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] هي من النوع المتجانس نسبيًا، «الثاني بّي»، وتُنتج من قبل العمالقة الحمراء الضخمة، لوحظ في عمليات الرصد أن المستعمرات الزرقاء الضخمة تنتج مستعرات عظمى ذات مجموعة واسعة من الضياء والفترات والأنواع الطيفية، أحيانًا دون ضياء نجوم النسق الأساسي مثل المستعر الأعظم 1987 أيه، وأحيانًا فائقة الضياء مثل العديد من المستعرات العظمى من النوع «الثاني إن».<ref name="mauerhan">{{citeاستشهاد journalبدورية محكمة|arxiv=1209.6320v2|author1مؤلف1=Mauerhan|author2مؤلف2=Nathan Smith|author3مؤلف3=Alexei Filippenko|author4مؤلف4=Kyle Blanchard|author5مؤلف5=Peter Blanchard|author6=Casper|author7=Bradley Cenko|author8=Clubb|author9=Daniel Cohen|titleعنوان=The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova|journalصحيفة=American Astronomical Society Meeting Abstracts #221|volumeالمجلد=221|pagesصفحات=233.03|dateتاريخ=2012|bibcode=2013AAS...22123303M}}</ref><ref name="kleiser">{{citeاستشهاد journalبدورية محكمة|last1الأخير1=Kleiser|first7=R. P.|pageصفحة=33726|bibcode=2011AAS...21733726K|volumeالمجلد=43|journalصحيفة=Bulletin of the American Astronomical Society|dateتاريخ=2011|titleعنوان=The Peculiar Type II Supernova 2000cb|first9=T.|last9=Matheson|first8=W.|last8=Li|last7=Kirshner|first1الأول1=I.|first6=M.|last6=Ganeshalingam|first5الأول5=R.|last5الأخير5=Chornock|first4الأول4=A. V.|last4الأخير4=Filippenko|first3الأول3=D.|last3الأخير3=Kasen|first2الأول2=D.|last2الأخير2=Poznanski|display-authors=3}}</ref><ref name="georgy">{{Citeاستشهاد بدورية journalمحكمة|last1الأخير1=Georgy|first1الأول1=C.|doi=10.1051/0004-6361/201118372|titleعنوان=Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?|journalصحيفة=Astronomy & Astrophysics|volumeالمجلد=538|pagesصفحات=L8–L2|yearسنة=2012|pmid=|pmc=|arxiv=1111.7003|bibcode=2012A&A...538L...8G}}</ref>
