星系和星团主要由恒星组成。大多数（50％以上）恒星都是双星或聚星的一个成员。相接双星的存在又十分普遍，在太阳系附近，95％的食双星都是W UMa型相接双星。如果考虑了观测选择效应的影响，约1％左右的F和G型矮星都是W UMa型相接双星。因此，了解W UMa型相接双星的起源和演化对研究星系和星团的演化有十分重要的意义。 我们收集了一些W UMa型相接双星的观测资料。研究了它们的轨道周期和光曲线的变化。从这些研究中发现了W UMa型相接双星中发生的并对其演化起重要作用的一些物理过程。通过对W UMa型相接双星AB And、AM Leo、AK Her和AP Leo的轨道周期研究，我们得到它们的物质转移率约为10^-8 M_⊙／yr。并且由周期变化时标得到磁滞效应可能是引起W UMa型相接双星的角动量损失的主要物理机制。 结合W UMa型相接双星的观测特性，我们建立了一个总质量为1.8M。相接双星的理论模型。初始模型是一个主星十分接近其内临界等位面的分离双星，大约演化2.7×10⁶年成为半接双星，经过3.45×10⁷年次星开始充满洛希瓣，而演化成相接双星。相接阶段以对流公共包层中两子星间能量转移为主要特征。随后我们发现双星以热时标经历循环演化。而双星的循环演化不是在整个循环内都与W UMa型相接双星的观测光曲线的要求。我们计算了由引力波辐射引起双星系统的角动量损失的演化模型，发现双星系统还是经历循环演化，不过循环的周期变短，且双星系统的每一个循环处在半接状态的时间与处在相接状态的时间之比变小。由于考虑了恒星自转，我们得到的理论模型在W UMa型相接双星的观测周期-颜色图上的位置非常接近观测得到的上边界。我们的模型与Flannery （1976）和Robertson & Eggleton（1977）的结果相比有大的改进。