1956-cı ildə astronomlar Feast və Thackeray MV = −7-dən (MV = −7-dən daha parlaq bir parıltısı olan ulduzlar üçün super-supergiant termini istifadə etmişdir) (məsələn, ən azı — B0 hipergiant üçün 9.7). 1971-ci ildə Keenan bu müddət yalnız Hα-da ən azı bir geniş emissiya komponenti göstərən supergiantlar üçün istifadə ediləcəyini və uzaqlaşmış bir atmosferə və ya nisbətən böyük bir kütlə itkisini göstərdiyini irəli sürdü. Keenan meyarı bu gün elm adamları tərəfindən ən çox istifadə ediləndir.

Bir hiperqiqant kimi təsnif olunmaq üçün bir ulduzun yüksək parlaq olması və atmosfer qeyri-sabitliyini və yüksək kütlə itkisini göstərən spektral imza olmalıdır. Beləliklə, qeyri-hyperqiqant, superqiqant bir ulduzun eyni spektral sinifdən hipergiant kimi eyni və ya daha yüksək parlaqlığa malik olması mümkündür. Hipergiantsın spektral xətlərin xarakterik genişləndirilməsi və qırmızı-dəyişməsi olması gözlənilən, P Cygni profili kimi tanınan fərqli bir spektral forma meydana gətirir. Hidrogen emissiya xətlərinin istifadəsi keyfiyyətli hipergiantların müəyyən edilməsi üçün faydalı deyil və bunlar kütlə itkisi sinfi üçün qaçılmazdır, çünki bu, əsasən, luminosity ilə təsnif edilir.

25 mindən yuxarı ilkin kütləsi olan ulduzlar əsas ardıcıllıqdan uzaqlaşır və parlaqlıqla mavi supergiants olmaq üçün bir qədər artır. Onlar qırmızı supergiant olmaq üçün təxminən daimi parlaqlıqla sərinləşir və böyüyür, sonra müqavilə və xarici təbəqələrin partladığı kimi temperatur artır. Onlar bir supernova kimi partlatmağı və ya tamamilə Wolf-Rayet ulduzu olmaq üçün bütün xarici təbəqələrini tökməyənə qədər, bir və ya daha çox "mavi loops" yerinə yetirmək üçün geri "sıçrayış" edə bilərlər. 40 mindən yuxarı ilkin kütləsi olan ulduzlar sadəcə uzunmüddətli bir atmosfer inkişaf etdirmək üçün çox parlaqdır və onlar qırmızı supergiantlara çevrilmək üçün kifayət qədər soyuduqlar. Ən güclü konveksiya və qarışdırma ilə sürətlə fırlanan ulduzlar, ən böyük kütlələr, bu addımları atlayaraq doğrudan Wolf-Rayet mərhələsinə keçə bilərlər.

Hipergiantların tapıldığı Hertzsprung-Russell diaqramının üst hissəsində ulduzlar əsas ardıcıllıqdan yeni hala gəlmiş və hələ də yüksək kütləli və ya başlanğıc kütlələrinin əhəmiyyətli bir hissəsini itirməyən daha çox inkişaf etmiş qırmızı supergiant ulduzlar deməkdir və bu obyektlər sadəcə parıltı və temperatur əsasında fərqlənə bilməz. Yüksək kütləvi ulduzlar qalan hidrojen nisbətən daha sabitdir. Yüksək kütləsi olan böyük ulduzlar və ağır elementlərin daha yüksək nisbəti azaldılmış radiasiya təzyiqinə və çəkilmənin azaldılması ilə daha az sabit atmosferə malikdir. Bunlar Eddington limiti yaxınlığında və sürətlə kütləmini itirən hipergivenlər hesab olunur.

Sarı hipergiantların, atmosfer və hidrogenin çoxunu itirmiş post-red supergiant ulduzlar olduğu düşünülür. Təxminən, eyni parlaqlığı olan bir neçə daha sabit, yüksək kütləvi sarı supergiantlar məlumdur və qırmızı supergiant mərhələsinə doğru inkişaf ediləcəyi düşünülür, lakin bu, sürətli bir keçid olması gözlənilən nadirdir. Sarı hipergiantların post-red supergiant ulduzları olduğundan, onların 50000–750.000 L parlaqlığına olduqca sərt bir üst sərhəd var, amma mavi hipergigantlar daha parlaq, bəzən bir neçə milyon L ola bilər.

Demək olar ki, bütün hiper gigantlar interyeri içərisində qeyri-stabilliklər səbəbindən zamanla parlaqlıq dəyişikliyi nümayiş etdirirlər, lakin bunlar aydınlıqlı mavi dəyişənlərin (LBV) və sarı hipergiantların olduğu iki fərqli qeyri-sabitlik bölgəsindən başqa kiçikdir. Yüksək kütlələrindən ötəri bir hypergiantin ömrü astronomik dövrlərdə çox qısadır: Günəş kimi ulduzlar üçün təxminən 10 milyard il ilə müqayisədə bir neçə milyon ildir. Hipergiantlar yalnız ulduzun ən böyük və ən sıx görülən sahələrində yaradılıb və onların qısa həyatı üzündən, hətta az qonşu qalaktikalarda belə təsvir olunmasına imkan verən həddindən artıq parlaqlığına baxmayaraq, az sayda məlum olur. LBV kimi bəzi mərhələlərdə keçirdiyimiz vaxt bir neçə min il kimi qısa müddətdə ola bilər.