Binäre Sternensysteme können Planeten haben - obwohl allgemein angenommen wird, dass diese zirkumbinär sind (wobei die Umlaufbahn beide Sterne umgibt). Neben den fiktiven Beispielen von Tatooine und Gallifrey gibt es echte Beispiele für PSR B1620-26 b und HW Virginis b und c, die als kühle Gasriesen mit der mehrfachen Masse des Jupiter gelten und mehrere astronomische Einheiten aus ihrer Binärzahl umkreisen Sonnen.
Planeten in zirkumstellaren Umlaufbahnen um einen einzelnen Stern innerhalb eines binären Systems werden traditionell als unwahrscheinlich angesehen, da es mathematisch unplausibel ist, eine stabile Umlaufbahn durch die „verbotenen“ Zonen aufrechtzuerhalten, die sich aus Gravitationsresonanzen ergeben, die durch die Bewegung der binären Sterne erzeugt werden. Die damit verbundene Orbitaldynamik sollte entweder einen Planeten aus dem System schleudern oder ihn in den einen oder anderen Stern stürzen lassen. Es kann jedoch eine Reihe von Zeitfenstern geben, in denen sich Planeten der nächsten Generation zu einem späteren Zeitpunkt im sich entwickelnden Leben eines Binärsystems bilden können.
Ein binäres Sternentwicklungsszenario könnte ungefähr so aussehen:
1) Sie beginnen mit zwei Hauptreihensternen, die ihren gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen. Zirkumstellare Planeten erreichen möglicherweise nur stabile Umlaufbahnen sehr nahe an beiden Sternen. Wenn überhaupt vorhanden, ist es unwahrscheinlich, dass diese Planeten sehr groß sind, da keiner der Sterne aufgrund ihrer Nähe eine große protoplanetare Scheibe tragen kann.
2) Die massereichere Binärdatei entwickelt sich weiter zu einem asymptotischen Riesenaststern (d. H. Einem roten Riesen), der möglicherweise alle Planeten zerstört, die er möglicherweise hatte. Ein Teil der Masse geht aus dem System verloren, wenn der rote Riese seine äußeren Schichten abbläst - was wahrscheinlich die Trennung der beiden Sterne erhöht. Dies liefert aber auch Material für eine protoplanetare Scheibe, die sich um den binären Begleitstern des roten Riesen bildet.
3) Der rote Riese entwickelt sich zu einem weißen Zwerg, während der andere Stern (noch in der Hauptsequenz und jetzt mit zusätzlichem Treibstoff und einer protoplanetaren Scheibe) ein System zur Umlaufbahn von Planeten der zweiten Generation entwickeln kann. Dieses neue Sternensystem könnte eine Milliarde Jahre oder länger stabil bleiben.
4) Der verbleibende Hauptreihenstern wird schließlich zum roten Riesen, zerstört möglicherweise seine Planeten und erweitert die Trennung der beiden Sterne weiter. Er kann aber auch Material zur Bildung einer protoplanetaren Scheibe um den entfernten weißen Zwergstern beitragen und die Möglichkeit für die dritte Generation bieten Planeten dort zu bilden.
Die Entwicklung des Planetensystems der dritten Generation hängt davon ab, dass der weiße Zwergstern eine Masse unterhalb seiner Chandrasekhar-Grenze (etwa 1,4 Sonnenmassen - abhängig von seiner Spinrate) trägt, obwohl er mehr Material vom roten Riesen erhalten hat. Wenn es nicht unter dieser Grenze bleibt, wird es zu einer Supernova vom Typ 1a - möglicherweise wird ein kleiner Teil seiner Masse wieder auf den anderen Stern zurückgeworfen, obwohl dieser andere Stern zu diesem Zeitpunkt ein sehr entfernter Begleiter wäre.
Ein interessantes Merkmal dieser Evolutionsgeschichte ist, dass jede Planetengeneration aus Sternmaterial mit einem sequentiell zunehmenden Anteil an „Metallen“ (Elementen, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind) aufgebaut ist, wenn das Material innerhalb der Fusionsprozesse der einzelnen Sterne gekocht und neu gekocht wird . In diesem Szenario wird es für alte Sterne, selbst solche, die sich als Binärdateien mit niedrigem Metallgehalt gebildet haben, möglich, später in ihrem Leben felsige Planeten zu entwickeln.
Weiterführende Literatur: Perets, H.B. Planeten in entwickelten binären Systemen.
