Bezpośrednie obserwowanie planet poza Układem Słonecznym jest bardzo trudne i zdarza się niezwykle rzadko – do tej pory, jesieni 2025 r., potwierdzono istnienie ponad 6000 egzoplanet, z czego jedynie rzędu 100 faktycznie zobaczono, a i w tych przypadkach mówimy o kropce wielkości kilku pikseli, jak na przykład tutaj. Listę dotychczas zidentyfikowanych planet można sprawdzić w katalogu NASA.

Głównym problemem jest to, że gwiazdy są wielokrotnie jaśniejsze od planet, które wokół nich krążą, przez co światło odbite od planety lub promieniowanie cieplne samej planety jest zagłuszane przez promieniowanie pochodzące od gwiazdy. W jakimś stopniu można temu zapobiec używając koronografu, czyli urządzenia wewnątrz teleskopu blokującego bezpośrednie światło gwiazdy, dzięki czemu można zaobserwować pobliskie obiekty. W ciągu najbliższych kilku lat planowane jest wyniesienie w przestrzeń kosmiczną teleskopu Nancy Grace Roman. Jednym z jego zadań będzie właśnie bezpośrednia obserwacja egzoplanet. Innym przykładem jest projekt  LUVOIR, który zakłada wyniesienie w przestrzeń kosmiczną teleskopu za około 15 lat i jest nastawiony między innymi na bezpośrednią obserwację egzoplanet oraz badanie ich atmosfer pod kątem oznak życia. Oba teleskopy mają być wyposażone w zaawansowany koronograf. Wciąż jednak mówimy o obrazach o bardzo ograniczonej rozdzielczości.

Większość egzoplanet odkrywa się metodami pośrednimi. Najpowszechniejsza jest metoda tranzytowa (ponad 4000 potwierdzonych planet). W tej metodzie nie obserwujemy planety, lecz jej gwiazdę. Jeśli wokół gwiazdy krąży planeta, cyklicznie przechodzi pomiędzy gwiazdą a teleskopem, co rejestrujemy jako okresowy spadek jasności gwiazdy. Choć samej planety nie widzimy, możemy sporo powiedzieć na jej temat. W kontekście poszukiwania oznak życia, największe znaczenie ma dla nas badanie składu jej atmosfery.

Podczas tranzytu światło gwiazdy przenika przez atmosferę planety. Badając widmo zarejestrowanego światła możemy stwierdzić, w jakich częstotliwościach promieniowanie zostało pochłonięte w atmosferze planety, a to jest dla nas informacją, co się w tej atmosferze znajduje. Gdybyśmy na przykład znaleźli w atmosferze tlen, dwutlenek węgla i metan, byłoby to silną przesłanką dla istnienia na planecie życia. Istotne jest również obserwowanie tego, jak skład atmosfery zmienia się w czasie – na przykład sama obecność ozonu w atmosferze nie świadczyłaby jeszcze o obecności życia, jednak sezonowe zmiany jego stężenia byłoby już do tego przesłanką. Tak więc nie musimy widzieć powierzchni planety, by móc szukać na niej oznak życia.

Załóżmy jednak hipotetycznie, że chcielibyśmy zbudować teleskop, który umożliwi zaobserwowanie na planecie Kepler-452b obiektów o średnicy 1 km. Skorzystajmy ze wzoru:

$$R=\frac{1,22\lambda}{D},$$

gdzie $\lambda$ jest długością fali, na jakiej obserwujemy, $D$ – średnicą obiektywu, natomiast $R$ to zdolność rozdzielcza teleskopu, czyli najmniejsza odległość kątowa na niebie między dwoma punktowymi obiektami, przy której są one jeszcze widoczne osobno (nie zlewają się). Dla planety Kepler-452b, która jest oddalona od Ziemi o 1400 lat świetlnych, potrzebowalibyśmy zdolności rozdzielczej ok. 1,56$\cdot$10$^{-11}$ sekundy łuku. Przyjmując $\lambda$=550 nm (światło widzialne) otrzymujemy D$\approx$ 8,9 mln km.  Dla najbliższej nam egzoplanety Proxima Centauri b, oddalonej od Ziemi o 4 lata świetlne, byłby potrzebny obiektyw o średnicy ok. 27 tys. km. Dla porównania, główne zwierciadło teleskopu Jamesa Webba to sześciokąt o rozpiętości 6,5 m.