最初只有剑鱼座S（S Dor）型变星，因此初期也叫剑鱼座S型变星，后来又发现哈勃-桑德奇变星等亮蓝变星。

在亮蓝变星演化阶段，恒星通常会有间歇性的质量损失暴，此时恒星的光学波段会变亮1～2星等，光谱型从O/B型超巨星转变为A/F型超巨星。传统的大质量恒星演化模型通常认为该类恒星是大质量恒星的氦主序星，即沃尔夫-拉叶星的前身星。但有观测证据表明亮蓝变星可以爆炸为Ⅱ型超新星。发现和证认更多亮蓝变星对于理解大质量恒星的质量损失暴及其演化模型至关重要。

早在19世纪30年代，天文学家们就注意到海山二（船底座η变星，ηCar）突然变亮。在变亮期间，亮度与超新星相似，但与超新星不同的是，它幸存了下来，周围充满了其抛射的物质。进入20世纪以来，海山二又一次变亮，但是仅仅只是小振幅的变化。另一颗星天津增九（天鹅座P，P Cyg）显示了与海山二相似的经历，在17世纪天津增九显示了一个超过3个星等的变化，然后相对稳定直到现在。20世纪70年代，天文学家开始动用各种手段来研究大质量恒星，开始认识到海山二、天津增九，以及大麦哲伦星云中的剑鱼座S、M31和M33中的哈勃-桑德奇变星有着相似之处。在1984年，P.孔蒂（Peter Conti）使用“亮蓝变星”这个词去描述那群具有不规则光变的大质量恒星。到21世纪初，在本星系团中一共有51颗被认证为是亮蓝变星，另外有15个候选体。2019年云南大学西南天文研究所刘晓为研究团队利用国家重大基础设施大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（LAMOST）、中国科学院国家天文台2.16米光学望远镜、中国科学院云南天文台2.4米望远镜观测的数据以及历史存档数据联合证认了一颗位于仙女星系（M31）外围的亮蓝变星——LAMOST J0037+4016，见图：图a为赫歇尔空间天文台SPIRE 250微米远红外图，图中蓝色圈表示M31中已知亮蓝变星位置，白色框为LAMOST J0037+4016所处位置（视场中心）；图b为 星系演化探测器（Galex）近紫外（NUV）波段放大图像；图c为深空叠加（DSS）光学三色合成放大彩图；图d为赫歇尔空间天文台SPIRE 250微米远红外放大图；图e为21厘米波段射电放大图，放大图对应的视场大小与图a中白色框相同。这也是截至2019年发现距M31中心最远的一颗。

不同波段图片下的LAMOST J0037+4016

亮蓝变星是演化到中晚期的大质量恒星中单独的一类，它们的光度是太阳光度的40万倍以上。它们是一些正在从高温端向低温端（或者相反）演化的大质量恒星。亮蓝变星的初始质量基本在40倍太阳质量以上，大于超新星1987A的初始质量。

亮蓝变星最显著的特征是不规则的光变，其光变起源一直在研究中。亮蓝变星的光变有三类：①“爆发”阶段，它们变化3个视星等以上，持续数十年，释放的能量与超新星相似；②“光变”阶段，视星等增加1～2等，持续一年到十年的时间，总光度保持不变；③“微变化”阶段，振幅为0.1个视星等左右，周期在星期到月之间。亮蓝变星在其一生中要在视亮度极大和视亮度极小之间经历很多次的转化，统计工作显示出亮蓝变星的变化时标（在最大和最小之间的活动时间）大部分在20～50年，而不活动的时间与变化时标的量级相同。亮蓝变星在其大部分时间内是处在弱活动或是极小状态，长时间活动的状态非常少。大多数的亮蓝变星在大部分时间内都表现出低振幅的变化（小于0.5星等），或者接近最小状态。

亮蓝变星的光谱中有氢、氦和铁等金属元素的发射线存在。在观测分辨率足够高的情况下能够看到天津增九轮廓。他们的光谱是变化的，在安静（最小）时期显示类似于热的超巨星的氢和氦发射线，有效温度在12000K以上；在视亮度最大时期温度下降到8000K，与冷的A或F型的超巨星的光谱相似，但是其巴尔末线系基本表现为天津增九轮廓。亮蓝变星的巴尔末连续谱存在有超量发射的行为。

亮蓝变星的典型物质损失率在每年10^-5～10^-4M_⊙,这比同光度范围内的超巨星的物质损失率更高；他们的星风的速度大约在100～400千米/秒,这比通常的OB星的星风速度低2～3倍。