Экзопланеты — то есть планеты за пределами Солнечной системы — можно обнаружить с помощью трех основных методов наблюдения: транзитного, спектроскопического и метода микролинзирования. Однако все три техники плохо приспособлены для изучения маленьких и относительно далеких от своей звезды планет вроде Земли.
До сих пор все данные о наличии воды в составе атмосферы землеподобных экзопланет (а также немного больших ее по массе — суперземель) основывались на моделировании. Зная по астрономическим каталогам тип и светимость звезды, для каждой звездной системы можно обозначить условную зону обитаемости — диапазон орбит, в котором на поверхности потенциальной экзопланеты возможно существование воды в жидкой форме. Если дополнить эту информацию данными о глубине и частоте падения блеска при транзите, можно вычислить орбиту, массу, диаметр и примерную плотность тела, что даст представление о соотношении на экзопланете газа и твердого вещества.
В результате если объект по всем имеющимся данным относится к небольшим каменным телам в зоне обитаемости, то можно обоснованно говорить об обнаружении экзопланеты с возможным наличием на поверхности жидкой воды. Ведь сама по себе вода редким веществом не является, сложнее найти сочетание условий, в которых она может сохраниться на планете.