Les systèmes d'étoiles binaires peuvent avoir des planètes - bien que celles-ci soient généralement supposées circumbinaires (où l'orbite encercle les deux étoiles). En plus des exemples fictifs de Tatooine et Gallifrey, il existe de vrais exemples de PSR B1620-26 b et HW Virginis b et c - considérés comme des géants à gaz frais avec plusieurs fois la masse de Jupiter, en orbite autour de plusieurs unités astronomiques de leur binaire soleils.
Les planètes en orbite circumstellaire autour d'une seule étoile dans un système binaire sont traditionnellement considérées comme improbables en raison de l'improbabilité mathématique de maintenir une orbite stable à travers les zones `` interdites '' - qui résulte des résonances gravitationnelles générées par le mouvement des étoiles binaires. La dynamique orbitale impliquée devrait soit projeter une planète hors du système, soit l'envoyer s'écraser à sa perte dans l'une ou l'autre des étoiles. Cependant, il peut y avoir un certain nombre de fenêtres d'opportunité disponibles pour que les planètes de «nouvelle génération» se forment à des stades ultérieurs de la vie évolutive d'un système binaire.
Un scénario d'évolution stellaire binaire pourrait ressembler à ceci:
1) Vous commencez avec deux étoiles de la séquence principale en orbite autour de leur centre de masse commun. Les planètes circonstellaires peuvent seulement atteindre des orbites stables très proches de l'une ou l'autre étoile. S'ils sont présents, il est peu probable que ces planètes soient très grandes car aucune des étoiles ne pourrait soutenir un grand disque protoplanétaire étant donné leur proximité.
2) Le plus massif des binaires évolue encore pour devenir une étoile de branche géante asymptotique (c.-à-d. Géante rouge) - détruisant potentiellement toutes les planètes qu'elle pourrait avoir. Une partie de la masse est perdue du système lorsque la géante rouge souffle sur ses couches externes - ce qui est susceptible d'augmenter la séparation des deux étoiles. Mais cela fournit également de la matière pour qu'un disque protoplanétaire se forme autour de l'étoile compagnon binaire de la géante rouge.
3) La géante rouge évolue en naine blanche, tandis que l’autre étoile (toujours en séquence principale et maintenant avec du carburant supplémentaire et un disque protoplanétaire) peut développer un système de planètes en orbite de «deuxième génération». Ce nouveau système stellaire pourrait rester stable pendant un milliard d'années ou plus.
4) L'étoile de la séquence principale restante finit par devenir géante rouge, détruisant potentiellement ses planètes et élargissant encore la séparation des deux étoiles - mais elle peut également contribuer à former un disque protoplanétaire autour de l'étoile naine blanche éloignée, offrant la possibilité à la troisième génération planètes pour s'y former.
Le développement du système planétaire de troisième génération dépend du fait que l'étoile naine blanche maintient une masse en dessous de sa limite de Chandrasekhar (soit environ 1,4 masse solaire - en fonction de sa vitesse de rotation) bien qu'elle ait reçu plus de matière de la géante rouge. Si elle ne reste pas en dessous de cette limite, elle deviendra une supernova de type 1a - susceptible de renvoyer une petite partie de sa masse à l'autre étoile, bien qu'à ce stade, cette autre étoile soit un compagnon très éloigné.
Une caractéristique intéressante de cette histoire évolutive est que chaque génération de planètes est construite à partir de matériaux stellaires avec une proportion croissante de `` métaux '' (éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) à mesure que le matériau est cuit et recuit dans les processus de fusion de chaque étoile. . Dans ce scénario, il devient possible pour les vieilles étoiles, même celles qui se sont formées sous forme de binaires à faible teneur en métal, de développer des planètes rocheuses plus tard dans leur vie.
Lectures complémentaires: Perets, H.B. Planètes dans les systèmes binaires évolués.
