Planetsystemer i binære stjernesystemer kan være kandidater til planeter, der huser udenjordisk liv [1] . Levetiden for binære stjerner ( eng. Habitability of binary star systems ) bestemmes af mange faktorer [2] . Typiske skøn tyder ofte på, at 50 % eller mere af alle stjernesystemer er binære systemer . Dette kan delvist skyldes prøveudtagningsbias, da massive og klare stjerner normalt findes i binære systemer og er de nemmeste at observere og katalogisere; mere præcise analyser har vist, at de mere almindelige, svagere stjerner normalt er enkeltstående, og derfor er op til to tredjedele af alle stjernesystemer enkelte [3] .
Afstanden mellem stjerner i et binært system kan variere fra mindre end én astronomisk enhed (AU, den "gennemsnitlige" afstand fra Jorden til Solen) til flere hundrede AU. I sidstnævnte tilfælde vil gravitationseffekter være ubetydelige på en planet, der kredser om en passende stjerne, og beboelighedspotentialet vil ikke blive forstyrret, medmindre banen er meget excentrisk (se f.eks. Nemesis ). Faktisk er nogle kredsløbsområder ikke mulige af dynamiske årsager (en planet kan blive løsrevet fra sin bane relativt hurtigt, enten helt slynget ud af systemet eller flyttet til et mere indre eller ydre kredsløb), mens andre baner giver alvorlige problemer for biosfærens mulige eksistens på grund af de sandsynlige ekstreme udsving i overfladetemperaturen i forskellige dele af banen. Hvis afstanden mellem stjernerne er tæt på afstanden til den beboelige zone, er en stabil bane inden for denne zone muligvis ikke mulig.
Planeter, der kredser om en stjerne i et binært par, siges at have "S-type" kredsløb, mens planeter, der kredser om begge stjerner, har "P-type" eller " flere " kredsløb. Det anslås, at 50-60 % af binære stjerner er i stand til at understøtte beboelige terrestriske planeter inden for stabile kredsløbsområder [4] .
På ikke - flere kredsende planeter, dvs. når afstanden fra planeten til dens hovedstjerne er større end omkring en femtedel af en anden stjernes nærmeste tilnærmelse, er orbital stabilitet ikke garanteret [5] . Hvorvidt planeter kan dannes i binære systemer har længe været uklart, da gravitationskræfter kan forstyrre planetdannelsen. Teoretisk arbejde af Alan Bossfra Carnegie Institution viste, at gasgiganter kan dannes omkring stjerner i binære systemer på samme måde som omkring enkeltstjerner [6] .
Undersøgelser af Alpha Centauri , det nærmeste stjernesystem til Solen, har vist, at binære filer ikke bør udelukkes, når man søger efter beboelige planeter. Alpha Centauri A og B er adskilt af 11 AU. i apoastron (gennemsnit 23 AU ), og begge har stabile beboelige zoner [2] [7] . En undersøgelse af den langsigtede orbitale stabilitet af simulerede planeter i systemet viser, at planeter inden for omkring tre AU. fra enhver stjerne kan forblive stabil (dvs. halv -hovedaksen afviger med mindre end 5%). Den beboelige zone for Alpha Centauri A strækker sig konservativt fra 1,37 til 1,76 AU. [2] , og for Alpha Centauri B, fra 0,77 til 1,44 AU. [2] - i begge tilfælde inden for staldområdet [8] .
En cirkumstellær planets orbitale stabilitet er kun garanteret, hvis afstanden fra planeten til stjernerne er væsentligt større end afstanden fra stjernen til stjernen. Den mindste stabile afstand fra en stjerne til et planetsystem er omkring 2-4 gange afstanden mellem en dobbeltstjerne eller med en omløbsperiode på omkring 3-8 gange perioden for en dobbeltstjerne. De inderste planeter i alle systemer har vist sig at kredse tæt på denne radius. Planeterne har semi-hovedakser , hvis værdier ligger mellem 1,09 og 1,46 gange den kritiske radius. Årsagen kan være, at planeternes migration kan blive ineffektiv nær en kritisk værdi, hvilket får planeter til at forblive uden for denne radius [9] . For eksempel er Kepler-47c en gasgigant i den circumstellar beboelige zone af Kepler-47- systemet .
Hvis terrestriske planeter dannes eller migrerer ind i den circumstellar beboelige zone, er de i stand til at opretholde flydende vand på deres overflade på trods af dynamiske og strålingsinteraktioner fra dobbeltstjernen [10] .
Stabilitetsgrænserne for baner af S-type og P-type i binære og tredobbelte stjernesystemer blev fastlagt afhængigt af stjerners orbitale karakteristika, både for direkte og retrograd bevægelse af stjerner og planeter [11] .