Binära stjärnsystem kan ha planeter - även om dessa i allmänhet antas vara sortsbana (där banan omger båda stjärnorna). Förutom de fiktiva exemplen på Tatooine och Gallifrey finns det 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 flera astronomiska enheter ur deras binära solar.
Planeter i runt omloppsbana runt en enda stjärna i ett binärt system anses traditionellt vara osannolika på grund av den matematiska otänkbarheten att upprätthålla en stabil bana genom de 'förbjudna' zonerna - som är resultatet av gravitationsresonanser genererade av rörelsen hos de binära stjärnorna. Den involverade omloppsdynamiken bör antingen slänga en planet ur systemet eller skicka den kraschar till sin undergång till en eller annan av stjärnorna. Det kan dock finnas ett antal möjlighetsfönster för "nästa generations" planeter att bildas i senare skeden i ett binärt systems utvecklande livslängd.
Ett binärt stellars evolutionsscenario kan gå något så här:
1) Du börjar med två huvudsekvensstjärnor som går runt deras gemensamma masscentrum. Circumstellar-planeter kan bara uppnå stabila banor mycket nära endera stjärnan. Om det alls finns, är det osannolikt att dessa planeter skulle vara mycket stora eftersom ingen av stjärnorna skulle kunna upprätthålla en stor protoplanetärisk skiva med tanke på deras närhet.
2) Det mer massiva av binärerna utvecklas ytterligare till att bli en Asymptotic Giant Branch-stjärna (dvs röd jätten) - vilket potentiellt förstör alla planeter den kan ha haft. En del massa går förlorad från systemet när den röda jätten blåser av dess yttre lager - vilket sannolikt kommer att öka separationen av de två stjärnorna. Men detta ger också material för en protoplanetärisk disk som kan bildas runt den röda jättens binära följeslagare.
3) Den röda jätten utvecklas till vit dvärg, medan den andra stjärnan (fortfarande i huvudsekvensen och nu med extra bränsle och en protoplanetärisk skiva) kan utveckla ett system som kretsar runt "andra generationens" planeter. Detta nya stjärnsystem skulle kunna förbli stabilt under en miljard år eller mer.
4) Den återstående huvudsekvensstjärnan blir så småningom röd jätte, potentiellt förstör dess planeter och vidgar ytterligare de två stjärnornas separering - men den kan också bidra med material för att bilda en protoplanetärisk skiva runt den avlägsna vita dvärgstjärnan, vilket ger möjlighet för tredje generationen planeter att bilda där.
Utvecklingen av den tredje generationens planetsystem beror på att den vita dvärgstjärnan upprätthåller en massa under Chandrasekhar-gränsen (som är cirka 1,4 solmassor - beroende på dess hastighet på rotationen) trots att den har fått mer material från den röda jätten. Om den inte håller sig under den gränsen, kommer den att bli en supernova av typ 1a - 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 drag i denna evolutionära berättelse är att varje generation av planeter är byggd av stjärnmaterial med en successivt ökande andel 'metaller' (element som är tyngre än väte och helium) när materialet kokas och kokas om i varje stjärnas fusionsprocesser. . Under detta scenario blir det möjligt för gamla stjärnor, även de som bildades som låga metallbinarier, att utveckla steniga planeter senare under deras livstid.
Vidare läsning: Perets, H.B. Planeter i utvecklade binära system.
