Sistemas estelares binários podem ter planetas - embora geralmente sejam assumidos como circumbinários (onde a órbita circunda as duas estrelas). Assim como os exemplos fictícios de Tatooine e Gallifrey, existem exemplos reais de PSR B1620-26 be HW Virginis be c - pensados como gigantes gasosos frios com várias vezes a massa de Júpiter, orbitando várias unidades astronômicas de seus binários sóis.
Os planetas em órbitas circunstanciais em torno de uma única estrela dentro de um sistema binário são tradicionalmente considerados improváveis devido à implausibilidade matemática de manter uma órbita estável através das zonas 'proibidas' - que resultam de ressonâncias gravitacionais geradas pelo movimento das estrelas binárias. A dinâmica orbital envolvida deve arremessar um planeta para fora do sistema ou enviá-lo ao seu destino em uma ou outra das estrelas. No entanto, pode haver várias janelas de oportunidade disponíveis para os planetas da "próxima geração" se formarem em estágios posteriores na vida em evolução de um sistema binário.
Um cenário de evolução estelar binária pode ser algo como isto:
1) Você começa com duas estrelas principais de sequência que orbitam seu centro de massa comum. Planetas circulares são capazes de atingir órbitas estáveis muito próximas de qualquer estrela. Se presentes, é improvável que esses planetas sejam muito grandes, pois nenhuma estrela poderia sustentar um grande disco protoplanetário, dada a sua proximidade.
2) O mais massivo dos binários evolui ainda mais para se tornar uma estrela do Ramo Gigante Assintótico (ou seja, gigante vermelho) - potencialmente destruindo quaisquer planetas que possa ter tido. Alguma massa é perdida do sistema quando o gigante vermelho explode suas camadas externas - o que provavelmente aumentará a separação das duas estrelas. Mas isso também fornece material para um disco protoplanetário se formar em torno da estrela companheira binária do gigante vermelho.
3) O gigante vermelho evolui para a anã branca, enquanto a outra estrela (ainda na sequência principal e agora com combustível extra e um disco protoplanetário) pode desenvolver um sistema de planetas em órbita da 'segunda geração'. Esse novo sistema estelar pode permanecer estável por um bilhão de anos ou mais.
4) A estrela principal restante da sequência eventualmente se torna gigante vermelha, potencialmente destruindo seus planetas e ampliando ainda mais a separação das duas estrelas - mas também pode contribuir com material para formar um disco protoplanetário ao redor da distante estrela anã branca, oferecendo a oportunidade para a terceira geração planetas para formar lá.
O desenvolvimento do sistema planetário de terceira geração depende da estrela anã branca sustentando uma massa abaixo do seu limite de Chandrasekhar (sendo cerca de 1,4 massas solares - dependendo da taxa de rotação), apesar de ter recebido mais material da gigante vermelha. Se não permanecer abaixo desse limite, ela se tornará uma supernova do tipo 1a - potencialmente empurrando uma pequena proporção de sua massa de volta para a outra estrela novamente, embora nesse estágio essa outra estrela seja uma companheira muito distante.
Uma característica interessante dessa história evolutiva é que cada geração de planetas é construída a partir de material estelar com uma proporção crescente de 'metais' (elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio) à medida que o material é cozido e recondicionado nos processos de fusão de cada estrela . Nesse cenário, torna-se viável para estrelas antigas, mesmo aquelas que se formaram como binários de metal baixo, para desenvolver planetas rochosos mais tarde em suas vidas.
Leitura adicional: Perets, H.B. Planetas em sistemas binários evoluídos.
