V médiích se někdy o konkrétní exoplanetě dozvíte řadu věcí, ale realita je taková, že u objevených exoplanet známe jen orbitální parametry a odhad hmotnosti a velikosti. O složení planety, atmosféře nebo dokonce podmínkách na povrchu může jen spekulovat.
V případě obřích exoplanet už máme i první měření složení jejich atmosfér. Nejčastější postup je takový, že se získá spektrum hvězdy v okamžiku, kdy planeta přechází před hvězdou a následně v době, kdy je schována za ní. Obě spektra se odečtou.
Podobný postup je ale u malých kamenných exoplanet nemožný. Planety podobné Zemi mají tenkou a řídkou atmosféru, která ve spektru hvězdy žádné viditelné otisky nezanechá. Musíme si počkat na dobu, kdy budeme schopni odfiltrovat světlo samotné hvězdy (což se dnes už dělá) a současně pozorovat i malé planety.
Průzkum atmosféry nám samozřejmě neřekne, zda je na povrchu život, ale může nám napovědět o tamních podmínkách. Cílem bude nalezení vody, kyslíku nebo metanu.
Za pár let se do vesmíru vydá Kosmický dalekohled Jamese Webba. Ten bude mnohem větší než Hubblův dalekohled a bude pracovat v infračervené části spektra. Můžeme od něj očekávat řadu objevů v oblasti vzniku exoplanet i samotných exoplanet, ale určitě ne výzkum atmosfér planet podobných Zemi. To bude úkolem až dalších dalekohledů. Jedním z nich by mohl být ATLAST (Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope), který je zatím pouze velmi hrubým konceptem. Teoreticky by se mohlo jednak o kosmický dalekohled s průměrem nejméně 8 metrů (JWST má 6,5 m), ale spíše ještě více až k 16 – 17 metrům.
Timothy Brandt a David Spiegel provedli zajímavé simulace. Položili si otázku, co by vlastně mohl dalekohled typu ATLAST detektovat u planet zemského typu.
Při posuzování možností dalekohledu bereme v úvahu dvě věci: spektrální rozlišení a šum. Spektrální rozlišení se spočítá dle vztahu:
, kde Δλ je nejmenší rozdíl vlnových délek, který je možné rozlišit při vlnové délce λ.
Například spektrograf STIS na palubě Hubblova dalekohledu rozliší 0,17 nm při vlnové délce 1 000 nm, takže rozlišení je asi R = 5 900.
V případě šumu pracujete s poměrem signál šum. Když je 10, je signál 10x větší než šum.
Podle simulací je nejsnáze detekovatelná voda s rozlišením větší než 20. V případě kyslíku potřebujete rozlišení 150 a dvakrát lepší poměr signál šum. Třetím „elementem“ ve studii byl chlorofyl, který je ale podle autorů už velmi špatně detekovatelný. Potřebujete šestkrát lepší poměr signál šum než u kyslíku. Chlorofyl je samozřejmě u rostlin zodpovědný za fotosyntézu. Jedná se ale o více než kontroverzní téma, protože je otázkou, zda podobně fungují rostliny i na jiných planetách.
Zdroj: Prospects for detecting oxygen, water, and chlorophyll on an exo-Eart