Los sistemas estelares binarios pueden tener planetas, aunque generalmente se supone que son circumbinarios (donde la órbita rodea ambas estrellas). Además de los ejemplos ficticios de Tatooine y Gallifrey, hay ejemplos reales de PSR B1620-26 by HW Virginis byc, que se cree que son gigantes gaseosos geniales con varias veces la masa de Júpiter, que orbitan varias unidades astronómicas fuera de sus binarios. soles
Los planetas en órbitas circunestelares alrededor de una sola estrella dentro de un sistema binario se consideran tradicionalmente improbables debido a la imposibilidad matemática de mantener una órbita estable a través de las zonas "prohibidas", que resultan de las resonancias gravitacionales generadas por el movimiento de las estrellas binarias. La dinámica orbital involucrada debería arrojar un planeta fuera del sistema o enviarlo a su destino en una u otra de las estrellas. Sin embargo, puede haber una serie de ventanas de oportunidad disponibles para que los planetas de la "próxima generación" se formen en etapas posteriores de la evolución de la vida de un sistema binario.
Un escenario de evolución estelar binaria podría ser algo como esto:
1) Comienzas con dos estrellas de secuencia principal que orbitan su centro de masa común. Los planetas circunestelares solo pueden alcanzar órbitas estables muy cerca de cualquiera de las estrellas. Si está presente, es poco probable que estos planetas sean muy grandes ya que ninguna de las estrellas podría sostener un gran disco protoplanetario dada su proximidad.
2) El más masivo de los binarios evoluciona aún más para convertirse en una estrella de la Rama Gigante Asintótica (es decir, gigante rojo), destruyendo potencialmente cualquier planeta que haya tenido. Se pierde algo de masa del sistema cuando el gigante rojo se desprende de sus capas externas, lo que probablemente aumentará la separación de las dos estrellas. Pero esto también proporciona material para que se forme un disco protoplanetario alrededor de la estrella binaria compañera del gigante rojo.
3) El gigante rojo evoluciona a una enana blanca, mientras que la otra estrella (todavía en secuencia principal y ahora con combustible extra y un disco protoplanetario) puede desarrollar un sistema de órbita de planetas de "segunda generación". Este nuevo sistema estelar podría permanecer estable durante mil millones de años o más.
4) La estrella de secuencia principal restante eventualmente se vuelve gigante roja, destruyendo potencialmente sus planetas y ampliando aún más la separación de las dos estrellas, pero también puede contribuir material para formar un disco protoplanetario alrededor de la distante estrella enana blanca, brindando la oportunidad para la tercera generación. planetas para formar allí.
El desarrollo del sistema planetario de tercera generación depende de que la estrella enana blanca sostenga una masa por debajo de su límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1.4 masas solares, dependiendo de su velocidad de giro) a pesar de haber recibido más material del gigante rojo. Si no se mantiene por debajo de ese límite, se convertirá en una supernova Tipo 1a, lo que podría volver a lanzar una pequeña proporción de su masa a la otra estrella, aunque en esta etapa esa otra estrella sería una compañera muy distante.
Una característica interesante de esta historia evolutiva es que cada generación de planetas se construye a partir de material estelar con una proporción secuencialmente creciente de 'metales' (elementos más pesados que el hidrógeno y el helio) a medida que el material se cocina y se vuelve a cocinar dentro de los procesos de fusión de cada estrella. . Bajo este escenario, se hace factible que las viejas estrellas, incluso aquellas que se formaron como binarios de bajo metal, desarrollen planetas rocosos más adelante en sus vidas.
Otras lecturas: Perets, H.B. Planetas en sistemas binarios evolucionados.
