Binarne układy gwiezdne mogą mieć planety - chociaż ogólnie przyjmuje się, że są one okrężne (gdzie orbita otacza obie gwiazdy). Oprócz fikcyjnych przykładów Tatooine i Gallifrey, istnieją prawdziwe przykłady PSR B1620-26 b i HW Virginis b i c - uważane za fajne olbrzymy gazowe o masie kilkukrotnie większej od Jowisza, krążące wokół kilku jednostek astronomicznych z ich układu podwójnego słońca.
Planety na orbitach okołoziemskich wokół pojedynczej gwiazdy w układzie podwójnym są tradycyjnie uważane za mało prawdopodobne ze względu na matematyczną niemożność utrzymania stabilnej orbity w strefach „zakazanych” - które są wynikiem rezonansów grawitacyjnych generowanych przez ruch gwiazd podwójnych. Zaangażowana dynamika orbity powinna albo wyrzucić planetę z układu, albo doprowadzić ją do upadku na jedną lub drugą gwiazdę. Może jednak istnieć wiele możliwości, aby planety „następnej generacji” mogły się formować na późniejszych etapach ewoluującego życia systemu binarnego.
Binarny scenariusz ewolucji gwiazd może wyglądać mniej więcej tak:
1) Zaczynasz od dwóch głównych gwiazd sekwencji krążących wokół wspólnego środka masy. Planety okołogwiazdowe mogą osiągać stabilne orbity bardzo blisko jednej z gwiazd. Jeśli w ogóle są obecne, jest mało prawdopodobne, że planety te byłyby bardzo duże, ponieważ żadna gwiazda nie byłaby w stanie wytrzymać dużego dysku protoplanetarnego, biorąc pod uwagę ich bliskość.
2) Bardziej masywna z binariów ewoluuje dalej, stając się gwiazdą Asymptotycznej Giant Branch (tj. Czerwonym gigantem) - potencjalnie niszcząc wszelkie planety, które mogła mieć. Część masy traci się z układu, gdy czerwony gigant zdmuchuje zewnętrzne warstwy - co prawdopodobnie zwiększy separację dwóch gwiazd. Ale zapewnia to również materiał na dysk protoplanetarny, który uformuje się wokół podwójnej gwiazdy towarzyszącej czerwonego olbrzyma.
3) Czerwony gigant ewoluuje w białego karła, podczas gdy druga gwiazda (wciąż w głównej sekwencji, a teraz z dodatkowym paliwem i dyskiem protoplanetarnym) może rozwinąć system orbitujących planet „drugiej generacji”. Ten nowy układ gwiezdny mógłby pozostać stabilny przez miliard lat lub dłużej.
4) Pozostała główna gwiazda sekwencji ostatecznie staje się czerwonym olbrzymem, potencjalnie niszcząc jego planety i jeszcze bardziej poszerzając separację dwóch gwiazd - ale może również przyczynić się do utworzenia dysku protoplanetarnego wokół odległej gwiazdy białego karła, zapewniając możliwość trzeciej generacji planety się tam formują.
Rozwój układu planetarnego trzeciej generacji zależy od tego, czy gwiazda białego karła utrzymuje masę poniżej swojego limitu Chandrasekhar (około 1,4 masy Słońca - w zależności od prędkości wirowania), mimo że otrzymała więcej materiału od czerwonego giganta. Jeśli nie utrzyma się poniżej tego limitu, stanie się supernową typu 1a - potencjalnie ponownie zrzuci niewielką część swojej masy z powrotem na drugą gwiazdę, chociaż na tym etapie inna gwiazda byłaby bardzo odległym towarzyszem.
Ciekawą cechą tej historii ewolucyjnej jest to, że każda generacja planet jest zbudowana z materiału gwiezdnego z sekwencyjnie rosnącym udziałem „metali” (pierwiastków cięższych niż wodór i hel), gdy materiał jest gotowany i ponownie gotowany w ramach procesów fuzji każdej gwiazdy . W tym scenariuszu staje się wykonalne, że stare gwiazdy, nawet te, które uformowały się jako niskie metalowe układy binarne, mogą rozwijać planety skaliste w późniejszym okresie życia.
Dalsza lektura: Perets, H.B. Planety w rozwiniętych systemach binarnych.
