Představte si, že jdete po planetě osvětlené rudým sluncem. Zde nejsou žádné východy a západy slunce.
Na obloze neustále visí velká žhavá ohnivá koule. Stíny z velkých kamenů, kopců a hor se nezměnily po tisíciletí. Ale na oblohu se hnaly rychlé mraky, které přinášejí chladný a vlhký vzduch z polokoule, kde vládne věčná noc. Někdy jsou poryvy větru tak silné, že mohou zvednout do vzduchu nejen zírajícího astronauta, ale také těžkou techniku. Existuje na tomto světě místo pro živé organismy? Nebo jsou planety poblíž rudých hvězd neživá vesmírná těla s pekelným teplem na denní straně a prudkým chladem v noci? Není to poprvé, co se tato otázka ve vědecké komunitě objevila, a má pro to několik důvodů.
Najděte, co nevidíte
Hledání exoplanet je poměrně obtížný vědecký úkol, protože většinu z nich nemůžeme pozorovat přímo dalekohledem. Existuje mnoho způsobů, jak je najít, ale nejčastěji se ve zpravodajství zmiňuje metoda radiální rychlosti (Dopplerova metoda) a metoda tranzitu. Podstatou první je, že vědci studují spektrum hvězdy a snaží se pomocí Dopplerova efektu zaznamenat v ní známky přítomnosti jedné nebo více planet. Faktem je, že v procesu svého orbitálního pohybu přitahuje planeta k sobě také hvězdu, která ji nutí „vrtět se“v době revoluce. Amplituda těchto kolísání závisí na hmotnosti planety, vzdálenosti mezi planetou a hvězdou, jakož i na úhlu, pod kterým se pozorovatel ze Země dívá na oběžnou dráhu planety. Pokud je exoplaneta dostatečně masivní a obíhá blízko své hvězdy,a jeho oběžná dráha je okrajová od sluneční soustavy, šance na její nalezení budou vysoké. Se zvětšením poloměru oběžné dráhy nebo snížením hmotnosti mimozemské planety je však stále obtížnější ji najít. Tato metoda bude tedy mnohem efektivnější při hledání těžkých planet na oběžných drahách blízko hvězdy. Metoda radiálních rychlostí navíc určuje pouze nejnižší možnou hodnotu hmotnosti planety, protože studiem posunutí spektrálních čar vědci nemohou zjistit úhel, pod kterým je systém mimozemské hvězdy viditelný. Tímto způsobem byly objeveny planety poblíž Proxima Centauri a hvězdy Gliese 581.metodou radiálních rychlostí se stanoví pouze nejnižší možná hodnota hmotnosti planety, protože studiem posunutí spektrálních čar vědci nemohou zjistit úhel, pod kterým je viditelný mimozemský hvězdný systém. Tímto způsobem byly objeveny planety poblíž Proxima Centauri a hvězdy Gliese 581.metodou radiálních rychlostí se určuje pouze nejnižší možná hodnota hmotnosti planety, protože studiem posunutí spektrálních čar vědci nemohou zjistit úhel, pod kterým je viditelný mimozemský hvězdný systém. Právě tímto způsobem byly objeveny planety kolem Proximy Centauri a hvězdy Gliese 581.
Aby vědci mohli hledat druhou metodou, vědci velmi přesně změřili jasnost hvězdy a snažili se najít okamžik, kdy exoplaneta projde mezi ní a Zemí. V tomto okamžiku jas hvězdy mírně poklesne a vědci budou moci vyvodit určité závěry o parametrech mimozemského hvězdného systému. Metoda je také zajímavá, protože v některých případech vám umožní získat představu o atmosféře exoplanety. Faktem je, že během tranzitu světlo hvězdy prochází horními vrstvami atmosféry; proto lze při analýze spektra zkusit alespoň zhruba odhadnout její chemické složení. Například tímto způsobem astronomové objevili stopy kyslíku a uhlíku v atmosféře planety HD 209458b, lépe známé jako Osiris. Je pravda, že je o něco snazší prozkoumat Osirise, protože je to obrovská planeta, o něco méně než hmota Jupitera, ale umístěná extrémně blízko své hvězdy. Mezi nevýhody tranzitní metody patří nízká pravděpodobnost, že rovina oběžné dráhy planety leží přímo na zorném poli mezi sluneční soustavou a jinou hvězdou. Pravděpodobnost se odhaduje jako poměr poloměru extrasolární planety k poloměru hvězdy. Kromě toho se tato pravděpodobnost bude snižovat se zvyšujícím se poloměrem oběžné dráhy a zmenšující se velikostí exoplanety. Například pravděpodobnost detekce naší Země od sousedních hvězd pomocí tranzitní metody je pouze 0,47%. A i když se ukáže, že oběžné dráhy Země a Slunce jsou v nějakém mimozemském pozorovateli na stejné přímce, vůbec to nezaručuje přesnou detekci naší planety. Pro spolehlivé potvrzení by bylo nutné několikrát zaznamenat průchod Země přes disk Slunce, aby bylo možné přesně určit období revoluce. Část toho, co situaci zachrání, ježe tranzitní metodou lze zobrazit velké množství hvězd najednou. Například slavný Keplerův dalekohled nepřetržitě pozoruje asi 100 000 hvězd. Tranzitní metoda, stejně jako metoda radiální rychlosti, bude citlivější na velké planety na blízkých drahách.
Exoplanety objevené tranzitní metodou. Roky.
Kromě radiálních rychlostí a tranzitů samozřejmě existuje několik dalších metod, které umožňují detekovat extrasolární planety. Například existuje metoda gravitačního mikročočkování, astrometrie nebo přímého optického pozorování. Tyto metody jsou efektivnější pro planety umístěné v relativně velkých vzdálenostech od jejich hvězd. Zatím však všechny tyto metody hledání zdaleka nejsou tak účinné a počet planet objevených s jejich pomocí nepřesahuje několik desítek.
Propagační video:
Gravitační čočka.
Náhlí hrdinové
Mnozí by samozřejmě rádi našli planetu vhodnou pro život, „druhou Zemi“, jak ji někteří novináři nazvali. Máme však jen jeden známý příklad původu života na planetě - naši vlastní Zemi. Pro zjednodušení formulace problému představili vědci koncept takzvané „obyvatelné zóny“nebo „zóny Zlatovláska“. Toto je oblast vesmíru kolem hvězdy, kde je množství přijaté energie dostatečné pro existenci kapalné vody na povrchu. Takový koncept samozřejmě nebere v úvahu například odrazivost exoplanety, složení atmosféry, sklon osy atd., Ale umožňuje nám zhruba odhadnout prevalenci vesmírných těles, které nás zajímají. Název „Zlatovláska zóna“je spojen s příběhem tří medvědů (původně - „Zlatovláska a tři medvědi“), ve kterém dívka, která se ocitla v domě tří medvědů,snaží se tam dostat do pohody: ochutnává kaši z různých misek a leží na různých postelích. A první hvězdou, která našla planetu v obyvatelné zóně, byla Gliese 581. Dvě planety, Gliese 581 c a d, na teplé a studené hranici obyvatelné zóny, byly objeveny metodou radiální rychlosti na spektrografu HARPS observatoře La Silla v Chile. Kromě toho, soudě podle spodní hranice jejich možných hmot (5,5 respektive 7 hmot Země), může jít o kamenná tělesa.soudě podle spodní hranice jejich možných hmot (5,5 a 7 hmot Země), může se jednat o skalní tělesa.soudě podle spodní hranice jejich možných hmot (5,5 a 7 hmot Země), může se jednat o skalní tělesa.
Později, v roce 2010, vědci z Kalifornské univerzity v Santa Cruz a Carnegie Institution ve Washingtonu oznámili objev planety Gliese 581 g, která se nachází přímo uprostřed obyvatelné zóny. Planeta dokonce dostala neoficiální jméno - Zarmina - na počest manželky šéfa skupiny pro vyhledávání exoplanet Stephena Vogta. Objev otřásl veřejností. Hvězdný systém se nyní neustále objevoval ve zpravodajství „žlutých“novin a na stránkách science fiction. Právě z planety Gliese 581 g dorazili zlí mimozemšťané, kteří zaútočili na Zemi ve filmu „Sea Battle“z roku 2012. Jiné vědecké skupiny však nepotvrdily objev Gliese 581 g, což vysvětlovalo výsledky spíše chybou ve zpracování pozorování a aktivitou samotné hvězdy. Hádky mezi skupinou Vogt a dalšími „exoplanety“pokračovaly několik let a neskončily v jeho prospěch. Zarmina existovala s největší pravděpodobností pouze ve fantazii výzkumníků.
Nové objevy však na sebe nenechaly dlouho čekat. S příchodem Keplerova dalekohledu pršely planety v obyvatelné zóně jedna po druhé. Kepler-186f, Kepler-438 b, Kepler-296 e, Kepler-442 b a mnoho dalších exoplanet byly objeveny během provozu tohoto vesmírného dalekohledu. Ukázalo se však, že drtivá většina z nich má jednu společnou věc - všichni se točí kolem červených trpaslíků. Rudí trpaslíci jsou nízké a chladné hvězdy s povrchovými teplotami kolem 3 500 K. To není o moc vyšší než teplota cívky vlákna. Takové hvězdy září matně, ale žijí dlouho, protože zásoby vodíku spotřebovávají velmi pomalu. Červený trpaslík s hmotností 10krát menší než Slunce teoreticky bude svítit po dobu bilionů let, což je o řadu řádů větší než věk vesmíru. Mimochodem,nedávno objevené planety Proxima b a TRAPPIST-1 také obíhají kolem podobných matných hvězd. Proxima b je nejbližší exoplaneta k nám a nachází se v obyvatelné zóně. S největší pravděpodobností se jedná o skalní těleso, což znamená, že tam není přítomnost moří a oceánů vyloučena za přítomnosti atmosféry. Je pravda, že planeta byla objevena metodou radiální rychlosti, takže zatím neznáme přesnou hodnotu její hmotnosti a hustoty. Hvězda TRAPPIST-1 má několik planet najednou, teoreticky může mít podmínky pro existenci kapalné vody na povrchu. Ve skutečnosti takové množství planet v životní zóně červených trpaslíků vůbec neznamená, že se tam objevují častěji než například ve žlutých hvězdách. Protože hvězdy pozdních spektrálních typů (chladné a červené) někdy emitují 10 000krát méně energie než Slunce,obyvatelná zóna se nachází mnohem blíže k nim. A zde již začíná fungovat výběr metod pro hledání extrasolárních planet. Pokud je „zóna Zlatovláska“blíže ke hvězdě, je snadnější v ní najít exoplanety. Navíc se věří, že červení trpaslíci jsou nejběžnějším typem hvězdné populace a v naší Galaxii je jich přibližně 70%. Ukazuje se, že je budeme otevírat mnohem častěji.
TRAPPIST-1, jak ho umělec viděl při přechodu dvou ze sedmi známých planet.
Světy pod rudým sluncem
Po prvních publikacích o objevu planet poblíž Gliese 581 vznikl ve vědecké komunitě spor o jejich možnou obyvatelnost. Pokud by život mohl vzniknout a vyvíjet se kolem rudých hvězd, vážně by to zvýšilo jeho prevalenci ve vesmíru. Kromě toho by biosféra na planetách pod rudým sluncem mohla existovat mnohem déle než ta pozemská, což znamená, že před vznikem inteligentního druhu by bylo více šancí na rozvoj. Koneckonců, i naše hvězda, zdánlivě tak stabilní hvězda, za 1 miliardu let může být tak jasná, že se povrch Země promění v poušť. Život určitě přežije pod povrchem, ale přežije spíše než se vyvinout. Ale červený stoletý mohl svou biosféru podporovat po desítky, ne-li stovky miliard let. Je to lákavý nápad, ale výzkumy ukazujíže s červenými trpaslíky není všechno zdaleka tak jednoduché. A aby v takovém hvězdném systému mohl vzniknout a vyvinout život, bude muset překonat mnoho velmi vážných problémů.
Přílivová přilnavost
Když se díváme na Měsíc, vidíme vždy stejný vzor moří - tmavé skvrny na povrchu našeho satelitu. Stává se to proto, že Země a její satelit se otáčejí synchronně a Měsíc provede jednu revoluci kolem své osy ve stejnou dobu, kterou obejde Země. A to není náhoda. Jeho rotace kolem osy byla pozastavena slapovými silami z naší planety. A tento obrázek je ve sluneční soustavě velmi běžný. Družice Marsu a obří planety, systém Pluto-Charon - vyjmenování kosmických těles se synchronní rotací může trvat dlouho. Dokonce i Merkur, který na první pohled tento princip nedodržuje, je také v orbitální rezonanci. Hvězdné dny tam trvají 58,65 pozemských dnů a planeta provede revoluci kolem Slunce za 88 dní. To znamená, že den Merkuru trvá 2/3 roku. Mimochodem, kvůli tomuto efektustejně jako poněkud protáhlá oběžná dráha planety existují okamžiky na obloze Merkuru, kdy se pohyb Slunce po obloze náhle zastaví a poté jde opačným směrem.
Srovnávací velikosti pozemských planet (zleva doprava: Merkur, Venuše, Země, Mars).
Výpočty ukazují, že s největší pravděpodobností budou všechny planety v obyvatelné zóně červených trpaslíků vždy čelit hvězdě s jednou polokoulí. V nejlepším případě je možná rezonance jako rotace Merkuru. Po dlouhou dobu se věřilo, že za takových podmínek bude jedna hemisféra rozpálená pod stálými přímými paprsky svítidla a druhá bude královstvím věčného chladu. Na noční straně navíc bude dokonce možné, že některé atmosférické plyny zamrznou. Ale model atmosféry planet podobných Zemi zachycený slapovými silami, vytvořený vědci z Kalifornského technologického institutu v roce 2010, ukazuje, že i při pomalé rotaci vzduchového obalu bude teplo docela efektivně přenášeno na noční stranu. Ve výsledku by teplota na noční straně neměla klesnout pod 240 K (-33 ° C). A na takové planetě by měl chodit také docela silný vítr. Podle modelů atmosfér vyvinutých Ludmilou Karone a jejími kolegy z Katolické univerzity v Lovani by se měl v horních vrstvách atmosféry objevit superrotační efekt. Po rovníku takové planety neustále cirkuluje velmi rychlý vítr, jehož rychlost dosahuje 300 km / h a ještě vyšší. Letecká doprava v takovém světě by byla velmi riskantní záležitost.
Další 3D simulace provedená týmem vědců pod vedením Manoja Joshiho ukázala, že k účinnému přenosu tepla na noční stranu planety stačí pouze 10% tlaku zemské atmosféry. Z tohoto modelu také vyplývá, že ve slunečnicovém bodě planety (v oblasti nejblíže hvězdě) nebude spálená poušť, ale obří atmosférický cyklón - věčný hurikán, který se nepohybuje, ale stojí na jednom místě. Tato data byla použita kanálem National Geographic Channel při vytváření dokumentární minisérie Aurelia and the Blue Moon, kde jako konzultant působil sám Joshi. Je pravda, že pro rozvoj života nestačí jen jedna pohodlná teplota. Další výzkum ukázal, že pokud exoplaneta nemá příliš velkou zásobu vody, existuje zde rizikože většina z nich se s větry přesune na noční stranu a tam zamrzne. Postupně se ledové masy přesunou zpět z noční strany, ale přesto existuje riziko, že se z planety stane suchá poušť. To, jak rychle se vlhkost přenáší na noční stranu a z ní, závisí na mnoha faktorech, včetně konfigurace kontinentů, chemického složení a hustoty atmosféry atd. Zároveň dostatečně hluboký oceán zůstane pod ledem kapalný, což také zabrání jeho úplnému zamrznutí. Mimochodem, modelování samotného procesu formování planet podobných Zemi v červených trpaslících ukazuje mnohem vyšší obsah vody ve srovnání se Zemí. Ukazuje práce Yanna Aliberta a Willieho Benza, publikované v Astronomy and Astrophysicsže v některých případech může být podíl H2O až 10% hmotnostních. Je zajímavé, že pokud mají planety naopak hustou atmosféru, existuje možnost překonat přílivové zachycení. Moment rotace husté atmosféry bude přenesen na planetu, díky čemuž se na ní může znovu začít měnit den a noc. Je pravda, že tyto dny a noci mohou trvat docela dlouho.
Stále z filmu National Geographic Channel Život v jiných světech. Modrý měsíc.
Variabilita
Dalším, ještě závažnějším problémem je, že červení trpaslíci jsou často velmi turbulentní objekty. Většina z nich jsou proměnné hvězdy, tj. Hvězdy, které mění svoji svítivost v důsledku toho, že uvnitř nich nebo v jejich blízkosti probíhají nějaké fyzikální procesy. Například tyto hvězdy poměrně často vykazují variabilitu typu BY Dragon. Změny jasu u tohoto typu aktivity jsou spojeny s rotací hvězdy kolem její osy, protože její povrch je pokryt velkým množstvím skvrn, podobných slunci. Sluneční skvrny jsou oblasti, kde do fotosféry vstupují silná (až několik tisíc gaussových) magnetických polí, která zabraňují přenosu tepla z hlubších vrstev. Teplota v bodech je tedy nižší než teplota okolní fotosféry, díky čemuž se v dalekohledu se světelným filtrem jeví tmavší.
Sluneční skvrny jsou přítomny také na červených trpaslících, ale zabírají mnohem větší plochu. Výsledkem je, že v krátké době se jas hvězdy může změnit o 40%, což pravděpodobně negativně ovlivní hypotetický život.
Ale mnohem nebezpečnější vlastností červených hvězd je jejich světlice. Významný podíl červených trpaslíků tvoří proměnné hvězdy typu UV Ceti. Jedná se o erupční hvězdy, které v okamžiku výbuchu několikrát zvýší svou svítivost, a to v rozsahu od rádia po rentgen. Samotné světlice mohou trvat několik minut až několik hodin a interval mezi nimi - hodinu až několik dní. Vědci se domnívají, že povaha těchto erupcí je stejná jako u erupcí na Slunci, ale síla je mnohem vyšší. Kromě zvýšení svítivosti ve všech rozsazích jsou v okamžiku záblesku emitovány nabité částice, které přispívají ke ztrátě atmosféry, zejména světelných prvků, jako je vodík. Slavná Proxima Centauri také patří k proměnným hvězdám typu UV Ceti. Co však říká vědecký výzkum o schopnosti odolat takovému nepřátelskému prostředí?
Proxima Centauri, Hubbleův dalekohled.
Podle některých astrofyziků - například podle popularizační vědy a astronomky z University of Southern Illinois Pamela Gay - je většina červených trpaslíků aktivní přibližně prvních 1,2 miliardy let života, po kterých dochází k poklesu frekvence i intenzity vzplanutí. Teoreticky by se v případě částečné ochrany nebo opětovného objevení atmosféry mohla biosféra začít rozvíjet poté, co hvězda prošla aktivním vývojovým stupněm. Ne všichni vědci však zastávají názor na krátkou fázi aktivní fáze. Nikolai Samus, přední výzkumný pracovník na Katedře nestacionárních hvězd a hvězdné spektroskopie na Astronomickém ústavu Ruské akademie věd, o tom řekl Naked Science: „Aktivita vzplanutí je u červených trpaslíků velmi častá. S věkem by to mělo mizetale červení trpaslíci velmi pozdních tříd a opravdu nízkých světelností „stárnou“tak dlouho, že je všechny skutečně pozorované lze považovat za mladé. Celkově je nejméně čtvrtina M trpaslíků Já (aktivní trpaslíci se silnými spektrálními emisními linkami - pozn. Red.). A téměř všichni mají buď sluneční skvrnu nebo proměnlivost světlice, nebo obojí. V pozdějších podtřídách M je až 100% hvězd proměnných “. Mimochodem, věk této samotné Proximy Centauri je téměř 5 miliard let, ale hvězda zůstává velmi aktivní a pravidelně vykazuje silné vzplanutí.nebo obojí variabilita najednou. V pozdějších podtřídách M je až 100% hvězd proměnných “. Mimochodem, věk této samotné Proximy Centauri je téměř 5 miliard let, ale hvězda zůstává velmi aktivní a pravidelně vykazuje silné vzplanutí.nebo obojí variabilita najednou. V pozdějších podtřídách M je až 100% hvězd proměnných “. Mimochodem, věk této samotné Proximy Centauri je téměř 5 miliard let, ale hvězda zůstává velmi aktivní a pravidelně vykazuje silné vzplanutí.
Situaci částečně zachraňuje magnetické pole planety. Výpočty ukazují, že i pomalá rotace přílivově zachycených planet bude stačit ke generování magnetického pole, dokud zůstane vnitřní část planety roztavená. Ale modelování rychlosti ztráty atmosféry, které provedl astrofyzik Jorge Zuluaga a jeho kolegové, ukázalo, že i když má planeta silné magnetické pole, spíše intenzivně ztratí svou atmosféru v důsledku interakce s hmotou vymrštěnou během vzplanutí. Podle této studie je situace o něco lepší v superzeměch s hmotností 3krát a vícekrát hmotnější než Země, ale i tam jsou ztráty značné. Podle tohoto modelu měla exoplaneta Gliese 667Cc úplně ztratit svoji atmosféru, ale Gliese 581d a HD 85512b si ji měly ponechat. Zajímavý,že dřívější modely, například studie Maxima Krodachenka a jeho kolegů, publikovaná v časopise Astrobiology, předpovídala naopak velmi slabá magnetická pole planety, která nejsou schopna chránit atmosféru před silnými emisemi hvězdné hmoty.
Planet HD 85512 b z pohledu umělce
V současné době je výzkum červených trpaslíků komplikován skutečností, že se jedná o poměrně slabé hvězdy, které je obtížné studovat na velké vzdálenosti. Stále zbývá zodpovědět otázku, jaký zlomek těchto hvězd zůstává aktivní po miliardy let a na čem záleží. Jak Proxima Centauri, tak Gliese 581, a dokonce i nedávný hrdina zpravodajských zpráv TRAPPIST-1, ukazují vzplanutí, což znamená, že atmosféry planet budou ozářeny ultrafialovým světlem i proudem nabitých částic. Modely v zásadě ukazují možnost zachování atmosféry i v tak drsných podmínkách, ale otázka možnosti existence biosféry je stále otevřená. Mimochodem, již na začátku roku 2017 Jorge Zuluaga publikoval článek, ve kterém ukázal možnost společnosti Proxima Centauri b mít silné magnetické pole.
Systém Gliese 581 z pohledu umělce.
Biosféra
Ale řekněme, že na planetě se navzdory všem obtížím objevily primitivní formy života. Na Zemi je fotosyntéza energetickým základem všeho živého, s výjimkou bakterií, které se živí anorganickými látkami, jako jsou sirné bakterie. Většina vzdušného kyslíku je vedlejším produktem fotosyntézy. Může však fotosyntéza využívat světlo rudého slunce? Existuje několik forem chlorofylu, které používají světlo z různých částí spektra. Jedná se hlavně o chlorofyly a a b, které se mírně liší v absorbovaných frekvencích. Většina chlorofylu vyšších rostlin absorbuje modrou a červenou část slunečního spektra, takže listy vypadají zeleně. V závislosti na světelných podmínkách se může poměr mezi dvěma typy chlorofylu a jeho koncentrací lišit. Například u rostlin milujících stín může být obsah chlorofylu 5-10krát vyšší,než rostliny, které milují jasné světlo. Zajímavá adaptace existuje u červených řas, které díky dalším pigmentům mohou absorbovat světlo téměř z celé viditelné části spektra.
V roce 2014 byl objeven kmen tolerantní ke stínu sinic Leptolyngbya JSC-1 žijící v horkých pramenech. Tyto bakterie jsou schopné používat blízké infračervené světlo (700 až 800 nm). Je zajímavé, že když vstoupí do více osvětlené oblasti, je tato sinice schopna obnovit fotosyntetický mechanismus. K dispozici jsou také povzbudivé informace pocházející z oceánského dna. Další mezinárodní tým biologů objevil sírnou bakterii GSB1, která obsahuje chlorofyl, v blízkosti hlubinného termálního pramene u pobřeží Kostariky. Vzhledem k tomu, že sluneční světlo neproniká do hloubky 2,4 km, vědci předpokládali, že bakterie síry používají infračervený světelný zdroj vyzařovaný horkými hydrotermálními otvory (~ 750 nm). Studie byla publikována v časopise Proceedings of the National Academy of Sciences. Takto,hypotetické formy života červeného trpaslíka by neměly umírat hlady.
Barva listů fotosyntetických rostlin je způsobena vysokou koncentrací chlorofylu
Co bude dál?
V současné době jsou počítačové simulace snad jediným způsobem, jak posoudit podmínky na povrchu exoplanety poblíž červeného trpaslíka. Pozorovací technologie ještě není schopna specifikovat chemické složení, natož rozlišit jakékoli detaily na povrchu. Výsledky simulace však závisí na mnoha faktorech a někdy výpočty různých vědeckých skupin dávají téměř opačné výsledky. Nové dalekohledy pomohou konečně pochopit otázku životaschopnosti červených trpaslíků. V roce 2020 má být vypuštěn vesmírný dalekohled Jamese Webba. Předpokládá se, že bude schopen provádět spektroskopické studie atmosféry některých exoplanet. Také v poušti Atacama v Chile již probíhá výstavba E-ELT (European Extremely Large Telescope), jehož průměr hlavního zrcadla bude téměř 40 metrů. Vzdálenější projekty zahrnují vypuštění několika kosmických dalekohledů schopných pracovat v režimu interferometru při získání ultra čistého rozlišení. V poslední době si ve vědecké komunitě získává na popularitě ještě extravagantnější projekt - pozorování exoplanety pomocí gravitační čočky ze Slunce. Podstata metody spočívá v tom, že malý dalekohled je vysílán ve vzdálenosti 547 astronomických jednotek od Slunce k jeho takzvanému gravitačnímu zaměření. Gravitační čočka je proces ohýbání elektromagnetického záření gravitačním polem těžkého předmětu, stejně jako konvenční čočka ohýbá světelný paprsek. Lidstvo ve skutečnosti obdrží obří dalekohled se Sluncem jako objektem, s jehož pomocí bude možné vidět například reliéf, obrysy kontinentů a oblačnost vzdálených exoplanet,planety systému TRAPPIST-1 nebo Proxima b. Takový „gravitační“dalekohled bude mít zvětšení 1011krát, což je podobné pozemskému přístroji o průměru 80 km.
Vyacheslav Avdeev