W Ursae Majoris değişeni

W Ursae Majoris değişeni ışık eğrilerinde izlenen neredeyse eşit derinlikli iki minimum ve süreklilik gösteren ışık değişimleri ile karakterize edilmektedirler. Eşit minimum derinlikleri, bileşen yıldızların eşit yüzey sıcaklığına sahip olduklarının bir göstergesidir. "değen çiftler" olarak da bilinen bu sistemlerin bileşenleri birbirine çok yakındır. Bunun doğal sonucu olarak birbirlerine uyguladıkları ileri düzeyde karşılıklı tedirginlik kuvvetleriyle, küresellikten önemli ölçüde sapmış bileşenler içermektedirler. Yörünge dönemleri oldukça kısadır ve 7 saat – 1 gün arasında değerlere sahiptir.

Bu sistemler için hesaplanan kütle oranları daima 1'den farklıdır. Bu durumda merkezlerinde hidrojen yakan anakol yıldızları için ortaya konan kütle-ışınım-yarıçap bağıntısı dikkate alındığında, iki bileşenin yüzey sıcaklıklarının farklı olması gerekmektedir. Bu koşul ışık eğrisinde izlenen iki minimum derinliklerinin farklı olmasını ve bu tür örten çiftlerin EB-türü grupta yer almasını gerektirmektedir. Neredeyse eşit derinlikli minimumlara sahip ışık eğrileri veren W UMa'ların bu aykırı durumu, ancak "değme" olgusunun dikkate alınması ve bir "ortak zarf" ile sarılmış olmaları halinde açıklanabilmektedir. Konvektif yapıya sahip bu zarf boyunca, etkin bir ısı dağıtımının var olması sayesinde iki bileşen yaklaşık olarak aynı yüzey sıcaklığında görünmektedir. Bu sürecin modellenmesi oldukça güçtür. Teorik araştırmalar, W UMa zarflarında izlenen "ısısal değme" yapısının zaman zaman bozulduğunu göstermektedir. Bu durumun gerçekte var olduğuna dair en önemli kanıt, yaklaşık W UMa'larla aynı yörünge dönemine ve bileşen kütlelerine sahip EB-türü sistemlerin gözlenmesidir.

A ve W türü arasında birkaç ay veya yıl zaman ölçeğinde tür değişimi gösteren örnekler de mevcuttur (TZ Boo, 44i Boo gibi).

W UMa çiftleri için iyi tanımlanmış bir dönem-renk ilişkisi mevcuttur. Daha kırmızı olan W-türü sistemler daha düşük yörünge dönemleri gösterirken (0.22-0.4 gün), daha mavi A-türü sistemler daha uzun yörünge dönemlerine (0.4-0.8 gün) sahiptir. Hemen hemen tüm EW sistemlerinde dönem değişimi gözlenmektedir. İzlenen dönem değişimlerini büyük ölçüde baş bileşenden ana bileşene aktarılmakta olan kütle (ışınım) doğurmaktadır. Ayrıca 3. bileşenin varlığından kaynaklanan çevrimsel yapılı dönem değişimleri ve manyetik etkinlik kökenli kaotik değişimler de izlenmektedir. Düşük ışınım güçleri nedeniyle daha çok Güneş komşuluğundaki yakın galaktik örnekleri bilinmektedir. Ancak son yıllarda gelişen tekniklerle küresel kümelerde ve yakın dış galaksilerdeki (BMB, KMB) örnekleri de keşfedilmeye başlanmıştır. Gökadamız için yapılan teorik hesaplamalar sonucu, tayf türü geç A ile erken K türü arasındaki tüm anakol yıldızlarının 500 de birinin W UMa türü yakın çift sistemlerin üyesi olması gerekmektedir. Yörünge eğimi kökenli seçim etkisinden arındırılmış galaktik dağılımlarından, ağırlıklı olarak yaşlı disk popülasyonu üyesi oldukları ortaya çıkmıştır. Ortalama yaşları 109 yıl mertebesindedir. Bileşenleri anakol yıldızı olan kısa dönemli RS CVn’lerin W UMa çiftlerinin atası olduğu düşünülmektedir.

W UMa'ların çoğunda izlenen sistemden kütle ve açısal momentum kaybı ile ileride "Mavi Aykırılar (Blue Stragglers)" olarak adlandırılan yaşlı ve büyük kütleli anakol yıldızlarına veya hızlı dönen (çift çekirdekli oldukları iddia edilen) lekeli FK Comae türü dev yıldızlara evrimleşecekleri düşünülmektedir.