Binära stjärnsystem kan ha planeter – även om dessa i allmänhet antas vara cirkumbinära (där omloppsbanan omger båda stjärnorna). Samt de fiktiva exemplen på Tatuering och Gallifrey , det finns verkliga exempel på PSR B1620-26 b och HW Virginis b och c – tros vara coola gasjättar med flera gånger massan av Jupiter, som kretsar runt flera astronomiska enheter ut från sina binära solar.
Planeter i cirkumstellära banor runt en enda stjärna inom ett binärt system anses traditionellt vara osannolikt på grund av den matematiska osannolikheten att upprätthålla en stabil bana genom de 'förbjudna' zonerna - som är resultatet av gravitationsresonanser som genereras av dubbelstjärnornas rörelse. Den inblandade omloppsdynamiken bör antingen kasta ut en planet ur systemet eller skicka den att krascha till sin undergång in i den ena eller andra av stjärnorna. Det kan dock finnas ett antal möjligheter tillgängliga för 'nästa generation'-planeter att bildas i senare skeden i ett binärt systems utvecklande liv.
Ett scenario för binär stjärnutveckling kan se ut ungefär så här:
1) Du börjar med två huvudsekvensstjärnor som kretsar kring sin gemensamma massacentrum. Circumstellära planeter kan bara uppnå stabila banor mycket nära någon av stjärnorna. Om det överhuvudtaget finns är det osannolikt att dessa planeter skulle vara mycket stora eftersom ingen av stjärnorna skulle kunna upprätthålla en stor protoplanetär skiva med tanke på deras närhet.
2) Den mer massiva av binärerna utvecklas vidare för att bli en Asymptotisk jättegren stjärna (dvs röd jätte) – potentiellt förstör alla planeter den kan ha haft. En del massa går förlorad från systemet när den röda jätten blåser av sina yttre skikt – vilket sannolikt kommer att öka separationen mellan de två stjärnorna. Men detta ger också material för en protoplanetär skiva att bildas runt den röda jättens dubbelstjärna.
3) Den röda jätten utvecklas till en vit dvärg, medan den andra stjärnan (fortfarande i huvudsekvens och nu med extra bränsle och en protoplanetär skiva) kan utveckla ett system av kretsande 'andra generationens' planeter. Detta nya stjärnsystem kan förbli stabilt i en miljard år eller mer.
4) Den återstående huvudsekvensstjärnan blir så småningom röd jätte, vilket potentiellt förstör dess planeter och vidgar separationen mellan de två stjärnorna ytterligare – men den kan också bidra med material för att bilda en protoplanetär skiva runt den avlägsna vita dvärgstjärnan, vilket ger möjlighet för tredje generationen planeter att bildas där.
Hur ett binärt system kan ge upphov till generationer av planeter: a) Första generationens planeter - små och nära - kan vara möjliga medan båda stjärnorna är i huvudsekvensen (MS) och i närheten av varandra; b) Så småningom utvecklas en stjärna från huvudsekvensen till Asymptotic Giant Branch (AGB) - med andra ord, den blir röd jätte. c) De två stjärnorna sprider sig längre ifrån varandra medan stjärnmaterial som blåses av från den röda jätten bygger en protoplanetarisk skiva runt den andra stjärnan och andra generationens planeter bildas; d) den andra stjärnan blir så småningom röd jätte, vilket ger den första stjärnan (nu en vit dvärg - WD) en protoplanetär skiva som kan skapa en tredje generation av planeter. Kredit: Perets, H.B.
Utvecklingen av tredje generationens planetsystem beror på att den vita dvärgstjärnan håller en massa under sin Chandrasekhar gräns (är cirka 1,4 solmassor – beroende på dess snurrhastighet) trots att den har fått mer material från den röda jätten. Om den inte håller sig under den gränsen blir den en Typ 1a supernova – potentiellt lobba en liten del av sin massa tillbaka till den andra stjärnan igen, även om den andra stjärnan i detta skede skulle vara en mycket avlägsen följeslagare.
Ett intressant inslag i denna evolutionära berättelse är att varje generation av planeter är byggd av stjärnmaterial med en sekventiellt ökande andel 'metaller' (grundämnen tyngre än väte och helium) när materialet tillagas och omkokas i varje stjärnas fusionsprocesser. . Under detta scenario blir det möjligt för gamla stjärnor, även de som bildades som lågmetallbinärer, att utveckla steniga planeter senare i sin livstid.
Vidare läsning:Perets, H.B. Planeter i utvecklade binära system .