Binaire sterrenstelsels kunnen planeten hebben - hoewel algemeen wordt aangenomen dat deze omringend zijn (waar de baan beide sterren omgeeft). Naast de fictieve voorbeelden van Tatooine en Gallifrey, zijn er echte voorbeelden van PSR B1620-26 b en HW Virginis b en c - vermoedelijk coole gasreuzen met meerdere malen de massa van Jupiter, die in een baan om verschillende astronomische eenheden draaien vanuit hun binaire zonnen.
Planeten in circumstellaire banen rond een enkele ster binnen een binair systeem worden traditioneel als onwaarschijnlijk beschouwd vanwege de wiskundige onwaarschijnlijkheid van het handhaven van een stabiele baan door de 'verboden' zones - die het gevolg zijn van zwaartekrachtsresonanties die worden gegenereerd door de beweging van de dubbelsterren. De betrokken orbitale dynamiek zou ofwel een planeet uit het systeem moeten gooien, ofwel hem naar zijn ondergang laten crashen in een van de sterren. Er kunnen echter een aantal mogelijkheden zijn voor de planeten van de "volgende generatie" om zich in latere stadia van het evoluerende leven van een binair systeem te vormen.
Een binair stellair evolutiescenario zou er ongeveer zo uit kunnen zien:
1) Je begint met twee hoofdreekssterren die in een baan rond hun gemeenschappelijke massamiddelpunt draaien. Circumstellaire planeten bereiken mogelijk alleen stabiele banen zeer dicht bij beide sterren. Als ze al aanwezig zijn, is het onwaarschijnlijk dat deze planeten erg groot zouden zijn, omdat geen van beide sterren een grote protoplanetaire schijf zou kunnen dragen gezien hun nabijheid.
2) De meer massieve binaries evolueren verder om een asymptotische Giant Branch-ster (d.w.z. rode reus) te worden - die mogelijk alle planeten vernietigt die deze mogelijk heeft gehad. Er gaat wat massa verloren uit het systeem als de rode reus de buitenste lagen afblaast, wat waarschijnlijk de scheiding van de twee sterren zal vergroten. Maar dit levert ook materiaal op om een protoplanetaire schijf te vormen rond de binaire metgezel van de rode reus.
3) De rode reus evolueert naar een witte dwerg, terwijl de andere ster (nog steeds in hoofdvolgorde en nu met extra brandstof en een protoplanetaire schijf) een systeem kan ontwikkelen dat in een baan om de ‘tweede generatie’ planeten draait. Dit nieuwe sterrenstelsel zou een miljard jaar of langer stabiel kunnen blijven.
4) De overgebleven hoofdreeksster wordt uiteindelijk een rode reus, waardoor mogelijk zijn planeten worden vernietigd en de scheiding van de twee sterren verder wordt verbreed, maar hij kan ook materiaal bijdragen om een protoplanetaire schijf te vormen rond de verre witte dwergster, wat de derde generatie de mogelijkheid biedt planeten om zich daar te vormen.
De ontwikkeling van het planetaire systeem van de derde generatie hangt af van het feit dat de witte dwergster een massa onder zijn Chandrasekhar-limiet houdt (zijnde ongeveer 1,4 zonsmassa - afhankelijk van de rotatiesnelheid) ondanks dat hij meer materiaal van de rode reus heeft ontvangen. Als het niet onder die limiet blijft, wordt het een Type 1a-supernova - die mogelijk een klein deel van zijn massa terug naar de andere ster lobbelt, hoewel in die fase die andere ster een verre verre metgezel zou zijn.
Een interessant kenmerk van dit evolutionaire verhaal is dat elke generatie planeten is opgebouwd uit stellair materiaal met een opeenvolgend toenemend aandeel 'metalen' (elementen zwaarder dan waterstof en helium) terwijl het materiaal wordt gekookt en opnieuw gekookt in de fusieprocessen van elke ster . In dit scenario wordt het haalbaar dat oude sterren, zelfs die welke zich als lage metalen binaries hebben gevormd, later in hun leven rotsachtige planeten ontwikkelen.
Verder lezen: Perets, H.B. Planeten in geëvolueerde binaire systemen.
