Certaines paires d'étoiles sont si proches qu'elles fusionnent pour former une structure unique en forme de cacahuète géante.

Les systèmes binaires à contact, classés principalement comme variables de type W Ursae Majoris (W UMa), ont été identifiés pour la première fois grâce aux travaux de l'astronome allemand Friedrich Müller en 1903. Ces systèmes se composent d'étoiles de la séquence principale, généralement de types spectraux F, G ou K, dont les centres sont séparés par une distance à peine supérieure au rayon des étoiles elles-mêmes.La physique de ces astres repose sur le remplissage de leurs lobes de Roche respectifs. Lorsque les deux étoiles dépassent cette limite gravitationnelle, elles forment une enveloppe commune de plasma qui transporte l'énergie de l'étoile la plus massive vers la moins massive. Ce processus de transfert thermique explique pourquoi les deux composantes présentent des températures de surface identiques à quelques dizaines de kelvins près, un phénomène documenté par les observations du télescope spatial Kepler.La période orbitale de ces systèmes est extrêmement courte, oscillant généralement entre 0,2 et 0,8 jour terrestre. Cette proximité engendre des forces de marée colossales qui synchronisent la rotation des étoiles avec leur période orbitale. Selon les modèles d'évolution stellaire, la perte de moment cinétique par vent magnétique réduit progressivement leur séparation.Ce processus mène inévitablement à une fusion stellaire catastrophique. Un exemple célèbre est l'événement V1309 Scorpii observé en 2008, où une binaire à contact a fusionné pour devenir une seule étoile. Ces fusions sont essentielles pour comprendre la formation des 'traînardes bleues', des étoiles qui paraissent plus jeunes et plus massives que le reste de leur amas d'origine.