**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.

Aslında W UMa bileşenlerinin, doğrudan tek anakol yıldızları ile karşılaştırması yapılamaz. Çünkü her iki bileşenleri de, birbirleri arasındaki ışınım aktarımından dolayı standart kütle ışınım bağıntısına uymazlar. Göreli olarak kısa olan yörünge dönemleri, W UMa yıldızlarını, fotometrik gözlemlerin en fazla tercih edilen hedefi durumuna getirmiştir. Literatürde mevcut gelişmiş ışık eğrisi sentezi modelleriyle (Wilson-Devinney yöntemi gibi), ışık eğrileri çözümlenebilmekte ve bileşenlere ait kesirsel geometrik parametrelerin yanı sıra, yörünge eğimi, kütle oranı ve bileşenlerin yüzey sıcaklıkları belirlenebilmektedir. Bu analiz sonuçlarının dikine hız eğrisi çözümleriyle birleştirilmesi durumunda, bileşenlerin salt boyutları da hesaplanabilmektedir. Bileşenlerin yüksek yörünge hızlarına sahip olmaları nedeniyle tayfsal çizgileri oldukça genişlemiştir. Bu nedenle dikine hız hesaplamalarında *"çapraz korelasyon (cross-correlation)"* tekniklerinin yanında *"genişleme fonksiyonu (broadening function)"* yaklaşımları daha sağlıklı sonuçlar vermektedir. W UMa türü değişenler gösterdikleri belirgin fiziksel farklılıklarına göre W ve A türü olmak üzere iki alt gruba ayrılmaktadır. İki alt grup arasındaki temel farklılıklar şöyle sıralanabilir:

| A-türü | W-türü |
| --- | --- |
| Değme derecesi daha fazla(ortak zarf daha ince) | Değme derecesi daha az(ortak zarf daha ince) |
| A-F tayf türünde bileşenler | G-K tayf türünde bileşenler |
| Daha büyük kütleli bileşen yıldızlar | Daha düşük kütleli bileşen yıldızlar |
| Ana bileşen daha büyük kütleli ve sıcak | Ana bileşen daha küçük kütleli ve sıcak |
| Derin minimum (I. Min) transit ile oluşur | Derin minimum (I. Min) örtme ile oluşur ince) |
| Kütle oranı küçük (daha fazla evrimleşmiş) | Kütle oranı büyük (daha az evrimleşmiş) |

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.

Keşif
-----

İlk keşfedilen W UMa-türü örten çift S Antlia'dır. Işık değişimi gösterdiği ilk kez Paul tarafından 1888’de bulunmuştur. GCVS’de listelenen EW türü sistem sayısı 750'nin üzerindedir ve bu sayı hızla artmaktadır (Hipparcos uydusu gözlemlerinin bu sayıya önemli ölçüde katkısı olmuştur). Seçilmiş örnekler:

* **ER Ori:** P=0.4234 gün, F8
* **AE Phe:** P=0.3624 gün, G0 (O’Connel etkisi, karanlık leke)
* **44i Boo:** P=0.2678 gün, G2 (O’Connel etkisi, karanlık leke, hızlı değişim).

Kaynakça
--------

1. ↑  Mochnacki; Eggleton, P.P.; Pringe, J.E. (1985), *Interacting Binaries*, Reidel Acad. Pub. Dordrecht, s. 51

| * g
* t
* d
Değişen yıldızlar |
| --- |
| Zonklayanlar | 

|  |  |
| --- | --- |
| Sefeler ve sefe benzerleri | Tip I (Klasik sefeler, Delta Scuti) **·** Tip II (BL Herculis, W Virginis, RV Tauri) **·** RR Lyrae **·** Hızlı salınan Ap **·** SX Phoenicis |
| Mavi tayflı değişenler | α Cygni **·** β Cephei **·** PV Telescopii |
| Uzun dönemli (LPV) | 

|  |  |
| --- | --- |
| Yarıdüzenli | Mira **·** LSP |
| Düzensiz | Yavaş düzensiz |

 |
| Diğer | γ Doradus **·** ZZ Ceti (Zonklayan beyaz cüce) |

 |  |
| Patlayan | 

|  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Anakol öncesi (PMS) | Herbig Ae/Be

|  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- |
| Orion | FU Orionis (FUor)

|  |  |
| --- | --- |
| T Tauri | EX Lupi (EXor/SubFUor) |

 |

 |
| Anakol | Parıltılı |
| Dev ve Üstdev | Wolf-Rayet (WR) **·** S Doradus (LBV) **·** γ Cassiopeiae **·** R Coronae Borealis (RCB) |
| Patlayan ikili | RS Canum Venaticorum |
| Kataklizmik veya patlayıcı | Novalar **·** Süpernovalar **·** Hipernovalar **·** AM Herculis **·** AM Canum Venaticorum **·** DQ Herculis **·** Simbiyotik **·** Z Andromedae

|  |  |
| --- | --- |
| Cüce novalar | Z Camelopardalis **·** SU Ursae Majoris **·** SS Cygni |

 |

 |
| Dönen | 

|  |  |
| --- | --- |
| Küresel olmayan | Eliptik (ELL) |
| Yıldız lekeleri | BY Draconis **·** FK Comae Berenices |
| Manyetik alanlar | α2 Canum Venaticorum **·** Pulsar **·** SX Arietis |

 |
| Örten ikili | Algol **·** β Lyrae **·** W Ursae Majoris |
|  **Astronomi Portalı** |