Binære stjernesystemer kan ha planeter - selv om disse generelt antas å være sirkulære (der bane omkranser begge stjernene). I tillegg til de fiktive eksemplene på Tatooine og Gallifrey, er det ekte eksempler på PSR B1620-26 b og HW Virginis b og c - antatt å være kule gassgiganter med flere ganger massen av Jupiter, og kretser flere astronomiske enheter ut fra deres binære soler.
Planeter i omkretsstillende baner rundt en enkelt stjerne i et binært system anses tradisjonelt å være usannsynlige på grunn av den matematiske umuligheten av å opprettholde en stabil bane gjennom 'forbudte' soner - som er et resultat av gravitasjonsresonanser generert av bevegelsen til de binære stjernene. Den involverte omløpsdynamikken skal enten kaste en planet ut av systemet eller sende den til å krasje inn i en eller annen av stjernene. Imidlertid kan det være flere mulige vinduer som er tilgjengelige for ‘neste generasjons’ planeter å danne seg på senere stadier i utviklingen av et binært system.
Et binært, stellar evolusjonsscenario kan gå slik:
1) Du starter med to hovedsekvensstjerner som går i bane rundt deres felles massesenter. Circumstellar-planeter kan oppnå bare stabile baner veldig nær en av stjernene. Hvis de i det hele tatt er til stede, er det lite sannsynlig at disse planetene vil være veldig store, da ingen av stjernene kunne opprettholde en stor protoplanetær diskett gitt deres nærhet.
2) Det mer massive av binærene utvikler seg videre til å bli en Asymptotic Giant Branch-stjerne (dvs. rød kjempe) - og potensielt ødelegge planeter den måtte ha hatt. Noe masse går tapt fra systemet når den røde kjempen blåser av de ytre lagene - noe som sannsynligvis vil øke separasjonen av de to stjernene. Men dette gir også materiale til at det kan dannes en protoplanetær disk rundt den røde gigantens binære ledsagerstjerne.
3) Den røde giganten utvikler seg til hvit dverg, mens den andre stjernen (fremdeles i hovedsekvens og nå med ekstra drivstoff og en protoplanetær disk) kan utvikle et system som går i bane rundt ‘andre generasjons’ planeter. Dette nye stjernesystemet kan forbli stabilt i en milliard år eller mer.
4) Den gjenværende hovedsekvensstjernen blir til slutt rød kjempe, potensielt ødelegger planetene og utvider separasjonen av de to stjernene ytterligere - men den kan også bidra med materiale til å danne en protoplanetær skive rundt den fjerne, hvite dvergstjernen, noe som gir mulighet for tredje generasjon planeter å danne der.
Utviklingen av det tredje generasjons planetsystemet avhenger av at den hvite dvergstjernen opprettholder en masse under Chandrasekhar-grensen (som er omtrent 1,4 solmasser - avhengig av hastigheten på spinningen) til tross for at den har mottatt mer materiale fra den røde giganten. Hvis den ikke holder seg under denne grensen, vil den bli en Type 1a-supernova - potensielt lobbe en liten andel av massen tilbake til den andre stjernen igjen, selv om den andre stjernen på dette stadiet ville være en veldig fjern følgesvenn.
Et interessant trekk ved denne evolusjonshistorien er at hver generasjon planeter er bygget av stjernemateriale med en gradvis økende andel 'metaller' (elementer som er tyngre enn hydrogen og helium) når materialet tilberedes og tilberedes på nytt i hver stjerners fusjonsprosesser. . Under dette scenariet blir det mulig for gamle stjerner, også de som dannet seg som lave metallbinarier, å utvikle steinete planeter senere i deres levetid.
Videre lesning: Perets, H.B. Planeter i utviklede binære systemer.
