La ejecución de una misión tan ambiciosa y desafiante como el Detector de Planetas Terrestres (TPF, por sus siglas en inglés), requiere evaluar cuidadosamente los enfoques tecnológicos potenciales a los que los proyectistas de las misiones suelen llamar “arquitecturas de la misión”. En abril de 2004, y después de un prolongado período de estudio y evaluación, la NASA se decidió a proceder con el TPF al organizarlo como un set de dos arquitecturas complementarias: un coronágrafo de luz-visible y un interferómetro de formación de vuelo en el infrarrojo medio. La combinación de estos dos observatorios espaciales proporcionará los atributos definitivos de los planetas.

El concepto de la luz-visible utiliza un solo telescopio con un diámetro útil de 6.5~8 metros que opera a temperatura ambiental y que debe alcanzar un contraste de imagen de mil millones a uno. Se requiere que la calidad óptica del telescopio tenga un control estable y muy preciso.

Los conceptos de infrarrojo del TPF exigen múltiples y más pequeños telescopios (3~4 metros) que estén configurados como interferómetros y que se extiendan sobre un poste horizontal largo (<40 metros) o que sean operables desde distintas astronaves a través de distancias de algunos cientos de metros. Los telescopios deben operar a temperaturas extremadamente bajas, por lo cual el observatorio necesitaría ser más amplio. Sin embargo, la condición requerida para el contraste de imagen se consigue mucho más fácilmente a través de longitudes de onda en infrarrojo —solamente de un millón a uno— y por lo tanto la calidad del sistema óptico es más fácil de lograr.

Coronógrafos de luz-visible

En su forma más simple, un coronágrafo bloquea tanto la luz directa como la difractada de un objeto brillante con la finalidad de que objetos y estructuras apenas visibles que se encuentran cerca puedan verse. Los coronógrafos se han utilizado de esta forma para estudiar la corona que rodea nuestro sol y para buscar objetos subestelares (estrellas fallidas también llamadas enanas cafés) de las estrellas cercanas.
El utilizar esta técnica para el estudio del área que rodea una estrella cercana, requiere saber manejar la difracción de la luz que rodea los bordes del telescopio, la cual se detracta de la resolución angular potencial de la imagen.

El patrón de difracción de un telescopio simple de cara redonda, por ejemplo, consta de una serie de anillos concéntricos con un área central brillante. Para bloquear la luz de una estrella con el fin de ver un planeta que la orbita se requiere suprimir varios de los principales anillos de luz brillante sin bloquear el planeta. El patrón de difracción se puede controlar para que la luz estelar sea mucho más tenue al acercarse al centro en algunas áreas y más brillante en otras por medio de la utilización de foto-máscaras para simular que el telescopio tiene una forma útil distinta. El telescopio puede rotarse dentro de su línea de visión para que la imagen del planeta pase por dentro y por fuera de las regiones donde la luz estelar es tenue.

No es muy difícil controlar este patrón de difracción —existen varias opciones disponibles para lograrlo.
Una cuestión de importancia fundamental del TPF es el control de frente de onda, el cual debe dominarse para que el TPF de luz-visible funcione. Esto incluye poder corregir la interpretación debido a imperfecciones que pudieran presentarse en la óptica, la cual dispersa la luz y degrada el contraste de la imagen.

Para obtener un margen de corrección en cuanto a sus propias imperfecciones internas, el TPF utilizaría la óptica activa, semejante a la tecnología que utilizan tanto el Observatorio Keck como otros telescopios terrestres para corregir la distorsión del frente de onda en la atmósfera de la Tierra, aunque no operan a un rango tan alto.

Los diseños del TPF que operan en longitudes de onda visibles ofrecen varias ventajas. En longitudes de onda más corta, un telescopio mas pequeño puede obtener la resolución requerida. Los detectores ópticos exigen menos control térmico, lo cual reduce la necesidad de enfriamiento a bordo. Un telescopio de luz-visible puede operar a temperatura ambiente, mientras que un telescopio que opera en el infrarrojo térmico debe enfriarse hasta cerca de 40 grados Kelvin.

Se han propuesto una variedad de misiones que demostrarían las tecnologías que utilizan un telescopio espacial de 1.8m, una cámara coronográfica y una óptica de precisión activa para controlar la luz en dispersión en la búsqueda de planetas del tamaño de Júpiter, en antelación a una misión más extensiva en busca de planetas como la Tierra.

Interferómetros infrarrojos

Reconstrucción de una observación interferométrica de un TPF de un planeta terrestre a 33 años-luz de distancia.

El utilizar interferómetros para el estudio de planetas distantes permite que espejos más pequeños y muy separados trabajen juntos como si se tratase de un telescopio virtual gigantesco. La resolución que se obtiene sería la misma que la que uno obtendría de un telescopio que fuese tan grande como la separación entre los telescopios individuales.

Para obtener suficiente información de este tipo con el objeto de desarrollar una buena imagen, el interferómetro debe rotar alrededor de su línea de visión hacia posiciones relativas diferentes y repetir las “exposiciones”. Un interferómetro puede tanto obtener el espectro de los objetos blanco a los cuales se enfoque, así como tomar fotografías.

En lo que se refiere a los interferómetros prototipo de TPF, los conceptos esenciales implican el saber colocar el dispositivo de telescopios en una estructura física o el poner múltiples telescopios en formación de vuelo conjuntamente con una nave central que albergue el aparato que combina los haces de luz.
Al sentar sus bases como precursora, la Misión de Interferometría Espacial (SIM) ilustrará cuáles son la interferometría espacial y el control de alcance de longitud necesarios para la interferometría de TPF.

Para obtener una introducción detallada de la tecnología de combinación y eliminación de la luz a través de la interferometría, vea Tecnología > Interferometría.