Estrella variable W Ursae Majoris

Una estrella variable W Ursae Majoris es una estrella binaria eclipsante con un período muy corto comprendido entre unas horas y un día. En este tipo de variables las componentes forman una binaria de contacto, compartiendo el material de las capas exteriores. A través del cuello que une ambas estrellas existe transferencia de masa y calor entre las dos componentes, que tiende a igualar las temperaturas de ambas. La fuerza gravitatoria distorsiona las estrellas, que no tienen forma esférica sino de "gota". Los mínimos primario y secundario son prácticamente iguales y existe una continua variación del brillo a lo largo de la órbita sin que esté claramente definido el comienzo y el final del eclipse.^[1]​ El prototipo de este grupo de variables es la estrella W Ursae Majoris, a quien deben su nombre.

Inicialmente las variables W Ursae Majoris se dividieron en dos subclases (Tipo-A y Tipo-W),^[2]​ una tercera subclase fue añadida en 1978 (Tipo-B), y una cuarta en 2004 (Tipo-H):^[3]​

• Tipo-A. Las dos estrellas son más calientes que el Sol —tipos espectrales A o F— con períodos comprendidos entre 0,4 y 0,8 días. Un ejemplo es la estrella ε Coronae Australis.
• Tipo-W. Las estrellas son más frías que en el grupo anterior —tipos espectrales G o K— y sus períodos más cortos, entre 0,22 y 0,4 días. La diferencia entre las temperaturas efectivas de las componentes es menor de varios cientos K. Un ejemplo es W Ursae Majoris.
• Tipo-B. La diferencia entre las temperaturas superficiales de las dos estrellas es mayor de 1000 K.
• Tipo-H. Relación entre las masas de las dos estrellas q > 0,72, siendo q = (masa de la estrella secundaria)/(masa de la estrella primaria). Poseen un momento angular adicional. Un ejemplo es SV Centauri.

1. ↑ «W Ursae Majoris star. The internet Encyclopedia of Science». Archivado desde el original el 11 de febrero de 2009. Consultado el 7 de diciembre de 2007. 
2. ↑ Binnendijk, L. (1965). «The W Ursae Majoris Systems». Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte zu Bamberg 40. p. 36. 
3. ↑ Csizmadia, Sz.; Klagyivik, P. (2004). «On the properties of contact binary stars». Astronomy & Astrophysics 426. pp. 1001-1005.