Dvejetainėse žvaigždžių sistemose gali būti planetų - nors paprastai laikoma, kad jos yra cirkuminalios (kai orbita apjuosia abi žvaigždes). Kaip ir išgalvoti Tatooine ir Gallifrey pavyzdžiai, yra realių PSR B1620-26 b ir HW Virginis b ir c pavyzdžių, kurie, manoma, yra šaunūs dujų milžinai, kelis kartus didesni už Jupiterio masę, o aplink juos skrieja keli astronominiai vienetai. saulės.
Dviratinėje sistemoje aplink vieną žvaigždę esančių žiedinių žvaigždžių orbitų planetos tradiciškai laikomos mažai tikėtinomis dėl matematinio nepatikimumo palaikyti stabilią orbitą per „draudžiamas“ zonas - tai atsiranda dėl gravitacinių rezonansų, kuriuos sukuria dvejetainių žvaigždžių judesys. Dalyvaujanti orbitos dinamika turėtų arba išstumti planetą iš sistemos, arba pasiųsti ją į savo mirties bausmę į vieną ar kitą žvaigždę. Tačiau „naujos kartos“ planetoms gali būti suteikta daugybė galimybių susikurti vėlesniais dvejetainės sistemos gyvenimo raidos etapais.
Dvejetainis žvaigždžių evoliucijos scenarijus gali būti maždaug toks:
1) Pradėsite nuo dviejų pagrindinių žvaigždžių, einančių aplink bendrą masės centrą. Apskritimo žvaigždės stabilias orbitas gali pasiekti tik arti bet kurios žvaigždės. Vargu ar šios planetos būtų labai didelės, nes nė viena žvaigždė negalėtų išlaikyti didelio protoplanetinio disko, atsižvelgiant į jų artumą.
2) Masyvesni dvejetainiai komponentai vystosi toliau ir tampa Asimptotinių milžiniškų šakelių žvaigždėmis (t. Y. Raudonaisiais milžinais) - potencialiai sunaikindami visas galimas planetas. Kai kuri masė prarandama iš sistemos, kai raudonasis milžinas nupūtė nuo išorinių jo sluoksnių - tai greičiausiai padidins dviejų žvaigždžių atsiskyrimą. Tačiau tai taip pat suteikia medžiagą protoplanetiniam diskui susiformuoti aplink raudonos milžinės dvejetainę kompaniono žvaigždę.
3) Raudonasis milžinas virsta balta nykštukė, o kita žvaigždė (vis dar pagrindinėje sekoje ir dabar su papildomu kuru bei protoplanetiniu disku) gali sukurti „antrosios kartos“ planetų orbitos sistemą. Ši nauja žvaigždžių sistema galėtų išlikti stabili bent milijardą metų.
4) Likusi pagrindinės sekos žvaigždė ilgainiui tampa raudona milžine, galimai sunaikindama jos planetas ir dar labiau išplėsdama dviejų žvaigždžių atsiskyrimą - tačiau ji taip pat gali padėti medžiagai sudaryti protoplanetinį diską aplink tolimą baltąją nykštukinę žvaigždę, suteikiant galimybę trečiajai kartai. ten susiformuos planetos.
Trečiosios kartos planetinės sistemos vystymasis priklauso nuo to, ar baltoji nykštukė žvaigždė palaiko masę žemiau savo Chandrasekhar ribos (ji yra apie 1,4 saulės masės - atsižvelgiant į jos sukimosi greitį), nepaisant to, kad ji gavo daugiau medžiagos iš raudonojo milžino. Jei ji nenusileis žemiau šios ribos, ji taps 1a tipo supernova - potencialiai mažą dalį savo masės lobulizuos vėl kitai žvaigždei, nors iki šios stadijos ta kita žvaigždė būtų labai tolimas palydovas.
Įdomus šios evoliucijos istorijos bruožas yra tas, kad kiekviena planetų karta yra pagaminta iš žvaigždžių medžiagos, kurioje iš eilės didėja „metalų“ (elementų, sunkesnių už vandenilį ir helį) dalis, nes medžiaga yra virta ir vėl virta kiekvienos žvaigždės suliejimo metu. . Pagal šį scenarijų senosioms žvaigždėms, netgi toms, kurios susiformavo kaip žemo metalo dvejetainiai kompiuteriai, yra įmanoma vėliau sukurti savo gyvenimą uolėtomis planetomis.
Papildoma literatūra: Perets, H.B. Planetos išsivysčiusiose dvejetainėse sistemose.
