Первый взгляд на ситуацию около двойной звезды говорит о том, что здесь нет смысла искать обитаемые планеты. Мир, обращающийся вокруг одной из звезд, будет постоянно претерпевать возмущения при движении второй звезды, удаляясь или приближаясь к своему светилу. Условия на планете окажутся слишком неустойчивы, чтобы жизнь могла зародиться и развиться на ней. Однако один тип двойных звезд может оказаться вполне пригодным для жизни – пара легких звезд, обращающихся очень близко друг к другу. В этом случае энергия, вырабатываемая при взаимодействии двух светил, расширит зону обитания около них, по сравнению с одиночной звездой с массой, равной сумме масс пары. При этом звезды не должны быть совсем уж маленькими – достаточно урезать наше Солнце на пятую часть. К такому выводу пришли Джонни Кларк, сотрудник Университета штата Нью-Мехико и Пол Мейсон, сотрудник Техасского университета.

Небольшие звезды, уступающие Солнцу несколько десятков процентов его массы, встречаются в два-три раза чаще. Однако около такой звезды обитаемый мир вряд ли существует. Небольшие звезды производят намного больше опасного ультрафиолетового излучения в свои молодые годы, а ведь планете нужно быть значительно ближе к своей меньшей, а значит и менее яркой звезде, чтобы на ее поверхности поддерживались океаны. Это приводит к усилению влияния солнечного ветра, если жизнь все же зародилась на планете после того, как ультрафиолетовое излучение ослабло. Еще большую угрозу представляет гравитационное поле звезды. При приближении планеты к светилу ее действие возрастает быстрее, чем увеличивается приток тепла, и планета оказывается в опасности захвата приливными силами. А такой мир не может поддерживать жизнь, если только она не образовалась намного раньше. Но и в этом случае на планете скорее всего смогут продержаться только простые микробы, устойчивые к неблагоприятным условиям среды.

Если же компоненты двойной звезды расположены близко друг к другу, то за счет увеличения размеров зоны обитания некоторые проблемы могут быть сняты. Правда, расширение ограничений на размеры зоны обитания достигается за счет усиления ограничений на свойства двойной звезды. Орбитальный период пары должен составлять всего около десяти дней или меньше. Излучение на разных длинах волн, поступающее от такой двойной звезды, будет достаточно однородным, чтобы быть похожим на излучение одиночной звезды. Если расстояние между звездами окажется несколько больше, планета окажется в зоне борьбы гравитационных полей двух звезд, попадая в зону влияния то одной, то другой. При большом расстоянии между светилами будет изменяться количество тепла, получаемого планетой, в зависимости от приближения дальней звезды, даже если орбита самой планеты окажется устойчивой и колебания ее высоты не будут фатальны для жизни.

Зато если планета все же пригодна для поддержания жидкой воды, то она может оказаться еще пригоднее. Из-за наличия облачного покрова возникает своего рода замкнутый круг. Если на планете есть жидкая вода, а значит, дожди и облака, то благодаря ним часть тепла от звезды не достигает поверхности, а часть полученного, наоборот, задерживается облаками. В результате планета становится устойчивее к небольшим колебаниям освещенности. Опасность повторить участь Венеры также уменьшается. Из-за увеличенного расстояния до звезды планета оказывается менее подвержена мельчайшим колебаниям его активности и успевает приспособиться к разным условиям, имея меньшую вероятность оказаться в ловушке парниковых газов. Наконец, в очень сильно разнесенной двойной системе планета, фактически, не будет испытывать влияния второго светила. Это значит, что она не получит шанс на увеличенную зону обитания, но вместе с тем останется в опасности влияния со стороны дальнего светила.

Кларк и Мейсон провели ряд численных экспериментов, изучая жизнь планеты около двойной системы, учитывая эволюцию звезд, условия облачного покрова и изменений в потоке тепла от светил при их движении по орбитам. В результате был получен набор условий, при которых планета может оказаться обитаемой. Наибольший интерес среди всех этих наборов представляли маленькие двойные системы со звездами массами в 0.8 солнечных. Это не единственный, но самый устойчивый вариант. Все остальные оказались очень чувствительны к возмущениям – например, введение еще одной планеты может нарушить благоприятные условия в системе с далекими звездами, движущимися по нужным орбитам, так что планета получает почти одно и то же количество тепла. Кроме того, близкие звезды одинакового типа встречаются довольно часто, так как могут образоваться сразу в таком виде. Точной оценки их численности не существует, но, по мнению Мейсона, их может быть не меньше, чем одиночных звезд, очень похожих на Солнце. Моделирование показало, что существует большое число вариантов устойчивых орбит со средней высотой около одной астрономической единицы и массой звезд около 0.8 солнечных. Время жизни таких звезд практически не отличается от времени жизни одиночной звезды и намного превышает время жизни Солнца, достигая двадцати миллиардов лет. Размер зоны обитания оказывается на 40% больше, чем у одиночного меньшего собрата нашего светила.

Примером двойной системы, в которой может находиться обитаемая планета, является Кеплер 47. Она не удовлетворяет требованиям, полученным в обсуждаемой работе. Одна из звезд системы очень похожа на Солнце, и в зоне ее обитания обращается планета. Это, правда, газовый гигант, непригодный для жизни. Меньшая звезда, правда, действует в системе благоприятно. Если в зоне обитания есть небольшая твердая планета, то ее потенциальная обитаемость выигрывает от меньшей звезды, предоставляющей дополнительное тепло, не угрожая при этом сильным гравитационным полем или слишком мощным и изменчивым излучением.