Se for deg at du går på en planet opplyst av en rød sol. Det er ingen soloppganger eller solnedganger her.
En stor glødende ildkule henger stadig på himmelen. Skyggene fra store steiner, åser og fjell har ikke endret seg i årtusener. Men raske skyer styrter over himmelen og bringer kald fuktig luft fra halvkule, der evig natt hersker. Noen ganger er vindkast så sterke at de ikke bare kan løfte opp i luften en gapende astronaut, men også tungt utstyr. Er det et sted i denne verden for levende organismer? Eller er planetene nær de røde stjernene livløse kosmiske kropper med helvete på dagsiden og voldsom kulde om natten? Dette er ikke første gang dette spørsmålet oppstår i det vitenskapelige miljøet, og det er flere grunner til dette.
Finn det du ikke kan se
Å lete etter eksoplaneter er en ganske vanskelig vitenskapelig oppgave, siden vi ikke kan observere de fleste av dem direkte med et teleskop. Det er ganske mange måter å finne dem på, men oftest i nyhetsrapporter nevnes radialhastighetsmetoden (Doppler-metoden) og transittmetoden. Essensen av den første er at forskere studerer stjernens spektrum og prøver å bruke Doppler-effekten for å legge merke til tegn på tilstedeværelsen av en eller flere planeter. Faktum er at planeten også i løpet av sin orbitale bevegelse tiltrekker seg en stjerne til seg selv, og tvinger den så å si til å "vri" i takt med revolusjonsperioden. Amplituden til slike wobbles avhenger av planetens masse, avstanden mellom planeten og stjernen, samt vinkelen som observatøren fra jorden ser inn i planetens bane. Hvis eksoplaneten er massiv nok og kretser nær stjernen,og bane er kant-på fra solsystemet, sjansene for å finne det vil være høye. Imidlertid, med en økning i bane-radiusen eller en reduksjon i massen til en fremmed planet, blir det vanskeligere og vanskeligere å finne den. Så denne metoden vil være mye mer effektiv når det gjelder å finne tunge planeter i baner nær stjernen. Videre bestemmer metoden for radiale hastigheter bare den lavest mulige verdien av planetens masse, siden forskere ved å studere forskyvning av spektrale linjer ikke kan finne ut hvilken vinkel et fremmedstjernesystem er synlig. Det var på denne måten planetene nær Proxima Centauri og stjernen Gliese 581 ble oppdaget.ved metoden for radiale hastigheter bestemmes bare den lavest mulige verdien av planetens masse, siden forskere ikke kan finne ut hvilken vinkel et fremmedstjernesystem er synlig ved å studere forskyvningen av spektrallinjene. Det var på denne måten planetene nær Proxima Centauri og stjernen Gliese 581 ble oppdaget.ved hjelp av metoden for radiale hastigheter bestemmes bare den lavest mulige verdien av planetens masse, siden forskere ikke kan finne ut vinkelen som et fremmedstjernesystem er synlig ved å studere forskyvningen av spektrallinjene. Det var på denne måten at planetene rundt Proxima Centauri og stjernen Gliese 581 ble oppdaget.
For å utføre søk med den andre metoden, måler forskere veldig nøyaktig stjernens lysstyrke og prøver å finne øyeblikket da exoplaneten vil passere mellom den og jorden. For øyeblikket vil stjernens lysstyrke synke noe, og forskerne vil kunne trekke noen konklusjoner om parametrene til det fremmede stjernesystemet. Metoden er også interessant fordi den i noen tilfeller lar deg få et inntrykk av eksoplanets atmosfære. Faktum er at lyset fra en stjerne passerer gjennom de øvre lagene i atmosfæren under transitt; derfor kan man analysere spektrene, i det minste prøve å estimere den kjemiske sammensetningen. For eksempel, på denne måten oppdaget astronomer spor av oksygen og karbon i atmosfæren til planeten HD 209458b, bedre kjent som Osiris. Det er sant at det er litt lettere å utforske Osiris, fordi det er en enorm planet, litt mindre enn Jupiter i masse, men ligger ekstremt nær stjernen. Ulempene med transittmetoden inkluderer lav sannsynlighet for at planet for planetens bane ligger direkte på synslinjen mellom solsystemet og en annen stjerne. Sannsynligheten er estimert som forholdet mellom radiusen til den ekstrasolare planeten og stjernens radius. Videre vil denne sannsynligheten avta med økende orbitalradius og avtagende eksoplanetstørrelse. For eksempel er sannsynligheten for å oppdage jorden vår fra nabostjerner ved transittmetoden bare 0,47%. Og selv om banene til jorden og solen viser seg å være i en eller annen utenomjordisk observatør på samme synsfelt, garanterer dette slett ikke en nøyaktig oppdagelse av planeten vår. For å sikre pålitelig bekreftelse, må jordens passering over solskiven bli lagt merke til flere ganger for å kunne bestemme revolusjonsperioden nøyaktig. En del av det som redder situasjonen erat et stort antall stjerner kan sees på en gang ved transittmetoden. For eksempel observerer det berømte Kepler-teleskopet kontinuerlig rundt 100.000 stjerner. Transittmetoden vil, som den radiale hastighetsmetoden, være mer følsom for store planeter i tette baner.
Eksoplaneter oppdaget ved transittmetoden. På år.
I tillegg til radiale hastigheter og transitter, er det selvfølgelig flere andre metoder som gjør det mulig å oppdage ekstrasolare planeter. For eksempel er det gravitasjonsmikrolenseringsteknikker, astrometri eller direkte optiske observasjoner. Disse metodene er bare mer effektive for planeter som ligger relativt store avstander fra stjernene. Men så langt er alle disse søkemetodene langt fra å være så effektive, og antall planeter oppdaget med deres hjelp overstiger ikke flere dusin.
Kampanjevideo:
Gravitasjonslinse.
Plutselige helter
Selvfølgelig vil mange finne en planet som er egnet for livet, "den andre jorden", som noen journalister kalte det. Imidlertid har vi bare ett kjent eksempel på opprinnelsen til livet på planeten - vår egen jord. For å forenkle formuleringen av problemet har forskere introdusert konseptet med den såkalte "beboelige sonen" eller "Goldilocks-sonen." Dette er området rundt rommet der mottatt energi er tilstrekkelig for eksistensen av flytende vann på overflaten. Selvfølgelig tar et slikt konsept ikke hensyn til for eksempel refleksiviteten til en eksoplanet, atmosfærens sammensetning, vippingen på aksen og så videre, men det lar oss grovt estimere utbredelsen av romlegemer av interesse for oss. Navnet "Goldilocks zone" er assosiert med historien om de tre bjørnene (opprinnelig - "Goldilocks and the three bjørner"), der en jente, som befinner seg i huset til tre bjørner,prøver å bli komfortabel der: han smaker på grøt fra forskjellige boller og ligger på forskjellige senger. Og den første stjernen som fant en planet i den beboelige sonen var Gliese 581. To planeter samtidig, Gliese 581 c og d, på den varme og kalde grensen til den beboelige sonen, ble oppdaget ved hjelp av radialhastighetsmetoden på HARPS-spektrografen til La Silla Observatory i Chile. Videre å dømme etter den nedre grensen for deres mulige masser (henholdsvis 5,5 og 7 jordmasser), kan disse godt være steinete kropper.å dømme etter den nedre grensen for deres mulige masser (henholdsvis 5,5 og 7 jordmasser), kan disse godt være steinete kropper.å dømme etter den nedre grensen for deres mulige masser (henholdsvis 5,5 og 7 jordmasser), kan disse godt være steinete kropper.
Senere i 2010 kunngjorde forskere fra University of California, Santa Cruz og Carnegie Institution i Washington, DC oppdagelsen av planeten Gliese 581 g, som ligger midt i den beboelige sonen. Planeten fikk til og med et uoffisielt navn - Zarmina - til ære for kona til lederen for eksoplanetsøkegruppen Stephen Vogt. Oppdagelsen rystet publikum. Stjernesystemet dukket nå stadig opp i nyhetsbulletinene til de "gule" avisene og på sidene av science fiction. Det var fra planeten Gliese 581 g at onde romvesener ankom som angrep Jorden i 2012-filmen "Sea Battle". Imidlertid bekreftet andre vitenskapelige grupper ikke oppdagelsen av Gliese 581 g, og forklarte resultatene heller ved en feil i behandlingen av observasjoner og selve stjernens aktivitet. Kranglingene mellom Vogt-gruppen og andre "eksoplaneter" fortsatte i flere år og endte ikke i hans favør. Zarmina eksisterte, mest sannsynlig, bare i forskernes fantasi.
Men nye funn ventet ikke lenge. Med fremkomsten av Kepler-teleskopet regnet planetene i den beboelige sonen etter hverandre. Kepler-186f, Kepler-438 b, Kepler-296 e, Kepler-442 b og mange andre eksoplaneter har blitt oppdaget under operasjonen av dette romteleskopet. Men det viste seg at de aller fleste av dem har en ting til felles - de dreier seg alle om røde dverger. Røde dverger er svale og svale stjerner med overflatetemperaturer rundt 3500K. Dette er ikke mye høyere enn glødetrådens temperatur. Slike stjerner skinner svakt, men de lever lenge, siden de bruker hydrogenreserver veldig sakte. En rød dverg med en masse 10 ganger mindre enn solen, vil i teorien skinne i billioner av år, som er mange størrelsesordener større enn universets alder. Forresten,de nylig oppdagede Proxima b- og TRAPPIST-1-planetene kretser også om lignende svake stjerner. Proxima b er den nærmeste eksoplaneten for oss, og den ligger i den beboelige sonen. Mest sannsynlig er dette en steinete kropp, noe som betyr at eksistensen av hav og hav der ikke er ekskludert i nærvær av en atmosfære. Riktignok ble planeten oppdaget ved hjelp av den radiale hastighetsmetoden, så vi vet ennå ikke den eksakte verdien av dens masse og tetthet. TRAPPIST-1-stjernen har flere planeter samtidig, teoretisk sett kan det ha forhold for eksistensen av flytende vann på overflaten. Faktisk betyr ikke en slik overflod av planeter i livssonen til røde dverger i det hele tatt at de dukker opp der oftere enn for eksempel i gule stjerner. Siden stjerner av sene spektraltyper (kule og røde) noen ganger avgir 10.000 ganger mindre energi enn solen,habitatsonen ligger mye nærmere dem. Og her begynner allerede et utvalg metoder for å lete etter ekstrasolare planeter. Hvis "Goldilocks-sonen" er nærmere stjernen, er det lettere å finne eksoplaneter i den. Videre antas det at røde dverger er den vanligste typen stjernepopulasjon, og det er omtrent 70% av dem i vår galakse. Det viser seg at vi vil åpne dem mye oftere.
TRAPPIST-1 sett av kunstneren under transitt av to av de syv kjente planetene.
Verdener under den røde solen
Etter de første publikasjonene om oppdagelsen av planeter i nærheten av Gliese 581, oppsto det en tvist om deres mulige bebobarhet i det vitenskapelige samfunnet. Hvis liv kunne oppstå og utvikle seg rundt røde stjerner, ville dette alvorlig øke dets utbredelse i universet. Videre kan biosfæren på planeter under den røde solen eksistere mye lenger enn den jordiske, noe som betyr at det vil være flere sjanser til å utvikle seg før fremveksten av en intelligent art. Tross alt kan til og med stjernen vår, tilsynelatende en slik stabil stjerne, om 1 milliard år bli så lys at jordoverflaten vil bli en ørken. Livet vil sikkert overleve under overflaten, men det vil overleve i stedet for å utvikle seg. Men den røde hundreåringen kunne støtte sin biosfære i titalls, om ikke hundrevis av milliarder år. Det er en fristende idé, men forskning viserat med røde dverger er alt langt fra så enkelt. Og for at livet skal oppstå og utvikle seg i et slikt stjernesystem, må det overvinne mange svært alvorlige problemer.
Tidevannsgrep
Når vi ser på månen, ser vi alltid det samme mønsteret av havene - mørke flekker på overflaten av satellitten vår. Dette skjer fordi jorden og satellitten roterer synkront og månen gjør en revolusjon rundt sin akse på samme tid som det tar å gå rundt jorden. Og dette er ikke tilfeldig. Rotasjonen rundt aksen ble suspendert av tidevannskrefter fra planeten vår. Og dette bildet er veldig vanlig i solsystemet. Satellitter av Mars og gigantiske planeter, Pluto-Charon-systemet - det kan ta lang tid å telle opp kosmiske legemer med synkron rotasjon. Selv kvikksølv, som ved første øyekast ikke overholder dette prinsippet, er også i orbital resonans. Sidereal dager der varer 58,65 Earth dager, og planeten gjør en revolusjon rundt solen på 88 dager. Det vil si at Merkur-dagen varer 2/3 av året. Forresten, på grunn av denne effekten,i tillegg til en ganske langstrakt bane av planeten, er det øyeblikk i Merkur-himmelen når solens bevegelse over himmelen plutselig stopper, og deretter går i motsatt retning.
Sammenlignende størrelser på de jordiske planetene (fra venstre til høyre: Merkur, Venus, Jorden, Mars).
Beregninger viser at sannsynligvis vil alle planetene i den beboelige sonen til røde dverger alltid møte stjernen med en halvkule. I beste fall er en resonans som rotering av kvikksølv mulig. I lang tid ble det antatt at under slike forhold ville en halvkule være rødglødende under konstant direkte stråler fra lysstrålen, og den andre ville være riket med evig kulde. Videre, på nattesiden, vil det til og med være mulig for noen atmosfæriske gasser å fryse. Men en modell av atmosfæren til jordlignende planeter fanget av tidevannskrefter, opprettet av forskere ved California Institute of Technology i 2010, viser at selv med en langsom rotasjon av luftkonvolutten, vil varmen overføres effektivt til nattsiden. Som et resultat bør temperaturen på nattesiden ikke synke under 240K (-33Co). Og også ganske sterk vind bør gå på en slik planet. I følge atmosfæremodellene utviklet av Ludmila Karone og hennes kolleger ved det katolske universitetet i Leuven, skulle en superrotasjonseffekt oppstå i den øvre atmosfæren. En veldig rask vind sirkulerer konstant langs ekvator til en slik planet, hvis hastighet når 300 km / t og enda høyere. Flyreiser i en slik verden ville være en veldig risikabel virksomhet.
En annen 3D-simulering, utført av et team av forskere ledet av Manoja Joshi, viste at bare 10% av trykket fra jordens atmosfære er nok til effektivt å overføre varme til nattsiden av planeten. Det følger også av denne modellen at det ved solsikkepunktet på planeten (regionen nærmest stjernen) ikke vil være en svidd ørken, men en gigantisk atmosfærisk syklon - en evig orkan som ikke beveger seg, men står på ett sted. Disse dataene ble brukt av National Geographic Channel i opprettelsen av den dokumentariske miniserien "Aurelia and the Blue Moon", hvor Joshi selv fungerte som konsulent. Det er sant at for en utvikling av livet er bare en behagelig temperatur ikke nok. Videre undersøkelser viste at hvis eksoplaneten ikke har veldig stor vannforsyning, er det en risiko for atat det meste av det vil bevege seg til nattesiden med vinden og fryse der. Gradvis vil ismasser bevege seg tilbake fra nattsiden, men likevel er det en risiko for at planeten blir en tørr ørken. Hvor raskt fuktighet vil bli transportert til nattsiden og tilbake, avhenger av mange faktorer, inkludert konfigurasjonen av kontinentene, den kjemiske sammensetningen og tettheten i atmosfæren og så videre. Samtidig vil et tilstrekkelig dypt hav forbli flytende under isen, noe som også vil forhindre fullstendig frysing. For øvrig viser modellering av selve prosessen med dannelsen av jordlignende planeter i røde dverger bare et mye høyere vanninnhold i sammenligning med jorden. Arbeidet til Yann Alibert og Willie Benz, publisert i Astronomy and Astrophysics, viserat andelen H2O i noen tilfeller kan være opptil 10 vekt%. Interessant, hvis tvert imot planetene har en tett atmosfære, er det en mulighet for å overvinne tidevannsfangst. Rotasjonsøyeblikket for den tette atmosfæren vil bli overført til planeten, på grunn av hvilken dag og natt igjen kan begynne å endre seg på den. Det er sant at disse dagene og nettene kan vare ganske lenge.
En stillbilde fra National Geographic Channel-filmen Life in Other Worlds. Blue Moon.
Variasjon
Et annet, enda mer alvorlig problem er at røde dverger ofte er veldig turbulente gjenstander. De fleste av dem er variable stjerner, det vil si stjerner som endrer lysstyrken som et resultat av at noen fysiske prosesser foregår i eller i nærheten av dem. For eksempel viser disse stjernene ofte variasjoner av BY Dragon-typen. Variasjoner i lysstyrke med denne typen aktivitet er knyttet til stjernens rotasjon rundt sin akse, siden overflaten er dekket med et stort antall flekker, som ligner på solen. Solflekker er områder der sterke (opptil flere tusen gauss) magnetfelt kommer inn i fotosfæren, som forhindrer varmeoverføring fra dypere lag. Dermed er temperaturen på flekkene lavere enn den omkringliggende fotosfæren, noe som får dem til å virke mørkere i et teleskop med et lysfilter.
Sollignende flekker er også tilstede på røde dverger, men opptar et mye større område. Som et resultat kan stjernens lysstyrke på kort tid endres med 40%, noe som sannsynligvis vil påvirke det hypotetiske livet negativt.
Men en mye farligere egenskap av røde stjerner er deres blussaktivitet. En betydelig andel av røde dverger er variable stjerner av UV-Ceti-typen. Dette er blussstjerner, som i øyeblikket av et utbrudd øker lysstyrken flere ganger, og i området fra radio til røntgen. Blussene i seg selv kan vare fra minutter til flere timer, og intervallet mellom dem - fra en time til flere dager. Forskere mener at naturen til disse blussene er den samme som blussene på solen, men kraften er mye høyere. I tillegg til en økning i lysstyrken i alle områder, sendes ladede partikler i øyeblikket av en blink, som bidrar til tap av atmosfæren, spesielt lyselementer som hydrogen. Den berømte Proxima Centauri tilhører også de variable stjernene av UV-Ceti-typen. Men hva sier vitenskapelig forskning om evnen til å motstå et slikt fiendtlig miljø?
Proxima Centauri, Hubble-teleskop.
I følge noen astrofysikere - for eksempel, ifølge populariseringen av vitenskap og astronom fra University of Southern Illinois Pamela Gay - er de fleste røde dverger aktive i de første 1,2 milliarder årene av livet, hvoretter de har en reduksjon i både hyppigheten og intensiteten til bluss. Teoretisk sett, i tilfelle delvis bevaring eller gjenkomst av atmosfæren, kan biosfæren begynne å utvikle seg etter at stjernen har passert det aktive utviklingsstadiet. Men ikke alle forskere er av den oppfatning om den korte fasen av den aktive fasen. Nikolai Samus, en ledende forsker ved Institutt for ikke-stasjonære stjerner og stjernespektroskopi ved Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences, fortalte Naked Science om dette: “Blussaktivitet er veldig vanlig hos røde dverger. Det skal falme med alderenmen røde dverger av veldig sene klasser og veldig lave lysstyrker “eldes” så lenge at alle som faktisk observeres kan betraktes som unge. I det hele tatt er minst en fjerdedel av M-dvergene Me (aktive dverger med kraftige spektralemisjonslinjer - red.), Og nesten alle av dem har enten solflekk eller blussvariabilitet, eller begge deler. I de senere underklassene til M er opptil 100% av stjernene varierende. Forresten er alderen til den samme Proxima Centauri nesten 5 milliarder år, men stjernen forblir veldig aktiv og viser regelmessig kraftige blusser.eller begge variasjonene på en gang. I de senere underklassene til M er opptil 100% av stjernene varierende”. Forresten er alderen til den samme Proxima Centauri nesten 5 milliarder år, men stjernen er fortsatt veldig aktiv og viser regelmessig kraftige blusser.eller begge variasjonene på en gang. I de senere underklassene til M er opptil 100% av stjernene varierende”. Forresten er alderen til den samme Proxima Centauri nesten 5 milliarder år, men stjernen er fortsatt veldig aktiv og viser regelmessig kraftige blusser.
Situasjonen er delvis reddet av planetens magnetfelt. Beregninger viser at selv den langsomme rotasjonen av tidevannsfangede planeter vil være tilstrekkelig til å generere et magnetfelt så lenge den indre delen av planeten forblir smeltet. Men modellering av hastigheten på atmosfærisk tap, utført av astrofysikeren Jorge Zuluaga og hans kolleger, viste at selv om planeten har et kraftig magnetfelt, vil den heller intensivt miste atmosfæren på grunn av interaksjon med materie som kastes ut under blusset. Ifølge denne studien er situasjonen litt bedre i superjord med en masse på 3 eller flere ganger jordens masse, men også der er tapene betydelige. I følge denne modellen burde eksoplaneten Gliese 667Cc ha mistet atmosfæren helt, men Gliese 581d og HD 85512b burde ha beholdt den. Interessant,at tidligere modeller, for eksempel en studie av Maxim Krodachenko og hans kolleger, publisert i tidsskriftet Astrobiology, spådde tvert imot svært svake magnetfelt på planeten, som ikke klarte å beskytte atmosfæren mot kraftige utslipp av stjernemateriale.
Planet HD 85512 b sett av kunstneren
For tiden er forskning på røde dverger komplisert av det faktum at de er ganske svake stjerner som det er vanskelig å studere på store avstander. Spørsmålet gjenstår fortsatt å bli besvart om hvilken brøkdel av disse stjernene som forblir aktive i milliarder år og av hva det avhenger av. Både Proxima Centauri og Gliese 581, og til og med den ferske helten i nyhetsrapportene TRAPPIST-1, demonstrerer blussaktivitet, noe som betyr at atmosfærene til planetene vil bli bestrålt med både ultrafiolett lys og en strøm av ladede partikler. Modellene viser i utgangspunktet muligheten for å bevare atmosfæren selv under så tøffe forhold, men spørsmålet om muligheten for eksistensen av biosfæren er fremdeles åpent. Forresten, allerede i begynnelsen av 2017, publiserte Jorge Zuluaga en artikkel der han viste muligheten for Proxima Centauri b å ha et kraftig magnetfelt.
Gliese 581-systemet sett av kunstneren.
Biosfæren
Men la oss si, til tross for alle vanskelighetene, har primitive livsformer dukket opp. På jorden er fotosyntese energigrunnlaget for alle levende ting, bortsett fra bakterier som lever av uorganiske stoffer, for eksempel svovelbakterier. Det meste av atmosfærisk oksygen er et biprodukt av fotosyntese. Kan fotosyntese imidlertid bruke lyset fra den røde solen? Det er flere former for klorofyll som bruker lys fra forskjellige deler av spekteret. Dette er hovedsakelig klorofyll a og b, som avviker noe i absorberte frekvenser. Det meste av klorofyllen fra høyere planter absorberer den blå og røde delen av solspekteret, slik at bladene ser grønne ut. Avhengig av lysforholdene, kan forholdet mellom de to typene klorofyll og konsentrasjonen variere. For eksempel, i skyggekjære planter, kan klorofyllinnholdet være 5-10 ganger høyere,enn planter som elsker sterkt lys. En interessant tilpasning eksisterer i rødalger, som takket være ekstra pigmenter kan absorbere lys fra nesten hele den synlige delen av spekteret.
I 2014 ble det oppdaget en skygge-tolerant stamme av cyanobakterier Leptolyngbya JSC-1 som bodde i varme kilder. Disse bakteriene er i stand til å bruke nær-infrarødt lys (700 til 800 nm). Interessant, når det kommer inn i et mer opplyst område, er dette cyanobakteriet i stand til å gjenoppbygge den fotosyntetiske mekanismen. Det er også oppmuntrende informasjon som kommer fra havbunnen. Et annet internasjonalt team av biologer oppdaget svovelbakterien GSB1, som inneholder klorofyll, i nærheten av en termisk kilde utenfor kysten av Costa Rica. Siden sollyset ikke trenger inn i en dybde på 2,4 km, antok forskerne at svovelbakteriene bruker en infrarød lyskilde som sendes ut av varme hydrotermiske ventilasjoner (~ 750 nm). Studien ble publisert i tidsskriftet Proceedings of the National Academy of Sciences. På denne måten,hypotetiske livsformer av en rød dverg skal ikke sulte i hjel.
Løvfargen til fotosyntetiske planter skyldes den høye konsentrasjonen av klorofyll
Hva blir det neste?
For tiden er datasimuleringer kanskje den eneste måten å vurdere forholdene på overflaten til en eksoplanet nær en rød dverg. Observasjonsteknologi er foreløpig ikke i stand til å spesifisere den kjemiske sammensetningen, langt mindre å skille noen detaljer på overflaten. Men simuleringsresultatene avhenger av mange faktorer, og noen ganger gir beregningene fra forskjellige vitenskapelige grupper nesten motsatte resultater. Nye teleskoper vil bidra til å endelig forstå spørsmålet om levedyktigheten til røde dverger. I 2020 forventes lanseringen av James Webb Space Telescope. Det antas at han vil være i stand til å gjennomføre spektroskopiske studier av atmosfærene til noen eksoplaneter. Også i Atacama-ørkenen i Chile er konstruksjonen av E-ELT (European Extremely Large Telescope) allerede i gang, hvis hovedspeil vil ha en diameter på nesten 40 meter. Flere fjerntliggende prosjekter innebærer lansering av flere romteleskoper som er i stand til å operere i interferometer-modus, samtidig som de oppnår ultraklar oppløsning. Nylig har et enda mer ekstravagant prosjekt blitt stadig mer populært i det vitenskapelige samfunnet - å observere en exoplanet ved hjelp av en gravitasjonslinse fra solen. Essensen av metoden er at et lite teleskop sendes i en avstand på 547 astronomiske enheter fra solen til dets såkalte gravitasjonsfokus. Gravitasjonslinser er prosessen med å bøye elektromagnetisk stråling ved tyngdefeltet til en tung gjenstand, akkurat som en konvensjonell linse bøyer en lysstråle. Faktisk vil menneskeheten motta et gigantisk teleskop med solen som et mål, med hjelp av det vil være mulig å se lettelsen, kontinentene og konturdekket til fjerne eksoplaneter, for eksempel,planeter i TRAPPIST-1-systemet eller Proxima b. Et slikt "gravitasjons" -teleskop vil ha en forstørrelse på 1011 ganger, noe som ligner på et bakkebasert instrument med en diameter på 80 km.
Vyacheslav Avdeev
