I sistemi stellari binari possono avere pianeti, sebbene questi siano generalmente considerati circumbinary (dove l'orbita circonda entrambe le stelle). Oltre agli esempi immaginari di Tatooine e Gallifrey, ci sono esempi reali di PSR B1620-26 b e HW Virginis b e c - ritenuti giganti gassosi freddi con più volte la massa di Giove, in orbita attorno al loro binario diverse unità astronomiche Suns.
I pianeti in orbite circumstellari attorno a una singola stella all'interno di un sistema binario sono tradizionalmente considerati improbabili a causa dell'implausibilità matematica di mantenere un'orbita stabile attraverso le zone "proibite" - che risultano dalle risonanze gravitazionali generate dal movimento delle stelle binarie. Le dinamiche orbitali coinvolte dovrebbero o scacciare un pianeta dal sistema o mandarlo a schiantarsi contro il suo destino nell'una o nell'altra delle stelle. Tuttavia, potrebbero esserci diverse finestre di opportunità disponibili per i pianeti di "prossima generazione" da formare nelle fasi successive della vita in evoluzione di un sistema binario.
Uno scenario di evoluzione stellare binaria potrebbe andare in questo modo:
1) Inizi con due stelle di sequenza principali in orbita attorno al loro centro di massa comune. I pianeti circumstellari possono raggiungere orbite stabili solo molto vicine a una delle stelle. Se presenti, è improbabile che questi pianeti siano molto grandi in quanto nessuna delle due stelle potrebbe sostenere un grande disco protoplanetario data la loro stretta vicinanza.
2) Il più massiccio dei binari si evolve ulteriormente fino a diventare una stella del Ramo Gigante Asintotico (cioè gigante rosso) - potenzialmente distruggendo tutti i pianeti che potrebbe aver avuto. Una parte della massa viene persa dal sistema mentre il gigante rosso soffia via dai suoi strati esterni, il che probabilmente aumenterà la separazione delle due stelle. Ma questo fornisce anche materiale per la formazione di un disco protoplanetario attorno alla stella binaria del compagno del gigante rosso.
3) Il gigante rosso si evolve in nano bianco, mentre l'altra stella (ancora nella sequenza principale e ora con combustibile extra e un disco protoplanetario) può sviluppare un sistema di orbitanti pianeti di "seconda generazione". Questo nuovo sistema stellare potrebbe rimanere stabile per un miliardo di anni o più.
4) La stella della sequenza principale rimanente alla fine diventa gigante rossa, potenzialmente distruggendo i suoi pianeti e allargando ulteriormente la separazione delle due stelle - ma può anche contribuire a formare un disco protoplanetario attorno alla lontana stella nana bianca, offrendo l'opportunità per la terza generazione pianeti che si formano lì.
Lo sviluppo del sistema planetario di terza generazione dipende dalla stella nana bianca che sostiene una massa al di sotto del limite di Chandrasekhar (circa 1,4 masse solari - a seconda della sua velocità di rotazione) nonostante abbia ricevuto più materiale dal gigante rosso. Se non rimane al di sotto di tale limite, diventerà una supernova di tipo 1a - potenzialmente rilasciando una piccola parte della sua massa di nuovo sull'altra stella, anche se a questo punto quell'altra stella sarebbe un compagno molto distante.
Una caratteristica interessante di questa storia evolutiva è che ogni generazione di pianeti è costruita con materiale stellare con una proporzione crescente di "metalli" (elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio) mentre il materiale viene cucinato e ri-cucinato all'interno dei processi di fusione di ciascuna stella . In questo scenario, diventa fattibile per le vecchie stelle, anche quelle che si sono formate come binari a basso metallo, sviluppare pianeti rocciosi più avanti nella loro vita.
Ulteriori letture: Perets, H.B. Pianeti in sistemi binari evoluti.
