, NSDAP (Nazi Partisi)'ne bağlı kuruluşlardan SS'da kullanılan bir rütbeydi. Sturmbannführer "Binbaşı" rütbesine denktir.

SS dışında SA (Sturmabteilung)'ta da SA-Sturmbannführer olarak kullanılmıştır. NSKK (Nationalsozialistisches Kraftfahrkorps)'te ise NSFK-Staffelführer rütbesi kullanılmıştır.






SS-Hauptsturmführer

Hauptsturmführer (SS-Hauptsturmführer), 1933 ve 1945 yılları arası Nazi Almanyası'nda Nazi Partisi'ne bağlı kuruluşlardan SS'de kullanılan rütbesiydi. Hauptsturmführer "Yüzbaşı" rütbesine denktir.

SS dışında NSKK (Nationalsozialistisches Kraftfahrkorps)'te de kullanılmıştır. SA (Sturmabteilung)'ta ise SA-Sturmhauptführer rütbesi kullanılmıştır.






Beta Lyrae değişeni

Beta Lyrae değişenleri GCVS'de EB olarak kodlanan bu alt grup, ışık eğrisi biçimine göre yapılmış sınıflamanın bir ürünüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birinci ve ikinci minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin baş minimum derinlikleri, yan minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur. Baskın tayf türü B-A arasındadır.

EB türü ışık eğrileri, bileşenlerinden en az biri ileri düzeyde elipsoid şekil bozulmasına uğramış çift sistemler tarafından üretilmektedir. Bileşenlerinden birinin kritik Roche şişimini doldurmuş olduğuna dair güçlü deliller gösterirler. EB türü değişenler arasında da çok farklı evrim durumunda yıldızlar bulunabilmektedir:

EB olarak sınıflandırılmış bazı sistemler aslında tutulma göstermemektedir. Göstermekte oldukları ışık değişiminin tamamı ileri düzeydeki basıklaşmaya sahip bileşenlerin modülasyon etkisinden kaynaklanmaktadır. Daha şiddetli şekil bozulmasına sahip yıldızın, bileşine bakan yarımküresinde daha fazla kenar kararması etkisi göstermesinden oluşan iki minimumun derinlikleri farklı olmaktadır.

Keşfedilen ilk EB türü sistem, grubun prototipi olan β Lyrae'dir. Algol'ü keşfeden John Goodricke bir yıl sonra 1784’de β Lyr'in ışık değişimi gösterdiğini bulmuştur. Gösterdiği ışık değişimi Algol'den daha karmaşık ve ilginçti. Parlak olan bileşeni Roche şişimini doldurmuş ve karşı bileşenine büyük oranda madde aktarmaktadır. Bu yoğun madde transferi, karşı bileşen çevresinde hem optik hem de geometrik olarak kalın bir yığılma diski oluşturmaktadır. Bu koşullar altında madde alan bileşen, yığılma diski tarafından tamamen sarılmakta ve yıldız görünmez olmaktadır. Madde aktarımının bu derece şiddetli olması, yörünge döneminin göreli olarak büyük bir hızla artmasına neden olmaktadır. Goodricke'in 1784 yılındaki keşfinden bu yana, yörünge dönemi 12.8925 gün değerinden 12.93845 gün değerine %35 gibi bir artış göstermiştir (yaklaşık 210 yılda).

EB türü ışık eğrisine sahip çift sistemlerden seçilmiş örnekler:




SS-Obersturmführer

Obersturmführer (SS-Obersturmführer), NSDAP (Nazi Partisi)'ne bağlı kuruluşlardan SS'da kullanılan bir rütbeydi. Obersturmführer, "Üsteğmen" rütbesine denktir.

SS dışında SA (Sturmabteilung) ve NSKK (Nationalsozialistisches Kraftfahrkorps) gibi NSDAP'a bağlı örgütlerde de kullanılmıştır.






SS-Untersturmführer

Untersturmführer (SS-Untersturmführer), Nazi Almanyası'nda Temmuz 1934'de ilk defa uygulanan SS subayı rütbesidir. Untersturmführer "Teğmen" rütbesine denktir.

Untersturmführer rütbesi sadece SS'de kullanılımış ve SA (Sturmabteilung)'ta SA-Sturmführer, NSKK (Nationalsozialistisches Kraftfahrkorps)'ta ise NSKK-Sturmführer rütbesi kullanılmıştır.






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.

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 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 arasıdaki 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 10 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.

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:




FK Comae Berenices değişenleri

FK Comae Berenices değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Comae Berenices'in hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır. Bu birleşme sonrasında yıldızı saran optik kalın bir zarf oluşmaktadır. Bu grup içine alınmış olan bazı yıldızlar yüksek dönme hızlarına sahip değildirler ve büyük olasılıkla tek A-türü yıldızların evrimleşmesi sonucu oluşmuşlardır. FK Com 2.4 günlük dönemi ile grubun en hızlı dönen yıldızıdır. GCVS’de listelenmiş sadece 4 tane FK Com türü yıldız bulunmaktadır. Son yıllarda yapılan çalışmalarla bu sayıya birkaç tane daha eklenmiştir. Gözlenen genlikleri birkaç 0.01 kadir ile birkaç 0.1 kadir arasında yer almaktadır. FK Com değişenleri için seçilmiş örnekler:




Beta Cephei değişenleri

Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında de