Strojnikova je priznana znanstvenica, ki je med drugim za razvoj avtonomne tehnike za optično navigacijo ob pomoči zvezdnih zemljevidov in CCD-kamere prejela prestižno nagrado Georgea W. Goddarda. Tehniko so leta 2005 uporabili za navigacijo med Nasino ekstrasolarno misijo Cassini.

Zakaj lahko vidimo določene pojave, kot so npr. Neptunovi obroči?

Sončeva svetloba, ki jo odsevajo Neptunovi obroči, je šibkejša od tiste, ki jo oddaja sam planet. Razmerje med signalom in šumom (količnik svetlobe planeta in svetlobe zvezde) nakazuje, da je ekspozicija za planet mnogo predolga. Zaradi podaljšane ekspozicije lahko vidimo tri Neptunove obroče. Prav tako lahko opazimo, da je slika planeta in njegovih obročev rahlo poškodovana oz. odrezana.

S kakšnimi postopki lahko dobimo takšno sliko?
Kaj lahko vidimo, je odvisno od instrumenta, ki ga uporabljamo. Naša izhodiščna hipoteza pravi, da Sončni sistem – s Soncem v sredini – obstaja v prostorski obli. Polmer te oble je 10 parsekov. 1 parsek predstavlja 3,26 svetlobnega leta, torej razdaljo, ki jo fotoni (najmanjše svetlobne enote) v ravni črti prepotujejo v 3,26 leta. To razdaljo težko izrazimo v kilometrih, ker je za človeško razumevanje številka preprosto prevelika, s preveč ničlami. Na primer: foton, ki se dotakne očesne mrežnice otroka, starega 4 leta in 5 mesecev, je zapustil zvezdo Alfa Kentavra natanko na dan otrokovega rojstva (pred 4 leti in 5 meseci).
Ko iščemo bližnje sončne sisteme, preučujemo tiste zvezde, ki so bliže Zemlji in oddajajo enako količino svetlobe kot Sonce. Blizu Zemlje (na razdalji 10 parsekov) obstaja samo 10 Soncu podobnik zvezd, podobnih. Njihovo število v Zemljini bližini se povečuje sorazmerno z njihovo svetlostjo (mv) ali ne-svetlostjo ter z razdaljo, ki jo prepotujemo proč od Zemlje. Sončeva svetloba znaša 4,8 (navpična črta).

Kakšni so torej metode in instrumenti, ki jih danes uporabljamo pri iskanju oddaljenih zvezd in planetov?
Max Planck, oče moderne kvantne teorije, je predpostavljal, da vsako telo oddaja svetlobo. Lastnosti te svetlobe, kot so valovna dolžina (barva), moč, število fotonov z določeno energijo ter najvišja točka na grafu, so odvisne samo od temperature. Višja kot je temperatura, več svetlobe oddaja telo, najvišja točka je višje in se pojavi pri krajši valovni dolžini (λ).

Kaj se zgodi, ko uporabljamo interferometer za lociranje planetov?
Namesto da bi skušali narediti sliko planeta, ki je skoraj neviden, uporabljamo interferometer in z njim poiščemo prostorsko frekvenco, ki ustreza lokaciji planeta (če planet zares obstaja). Če usmerimo interferometer proti zvezdi, lahko dobimo popolnoma črno sliko. Če naletimo na planet, se na črnem ozadju pojavijo šibke črte oz. trakovi. Interferometer ima dva črno-belo komplementarna izhoda. Če govorimo npr. o zvezdi, to pomeni, da je lahko en izhod bel (veliko fotonov), drugi pa črn (nič fotonov).
Teleskopi, kakršen je Veliki milimetrski teleskop s premerom 50 metrov, lahko zberejo dovolj nevidne infrardeče luči, da lahko zaznajo interferometrični signal planeta, če ta kroži okoli zvezde.
Predlagajmo uporabo valovne dolžine približno 0.35 mm (ali 350 μm), kar je zelo daleč zunaj vidnega intervala, vendar so astronomi že vajeni delati z nevidno svetlobo. Razmerje med signalom in šumom (količnik svetlobe planeta in svetlobe zvezde) je najboljše pri tej valovni dolžini. S pomočjo eksperimentalnih nastavitev smo dokazali, da ta koncept, preverjen s pomočjo simulacije sončnega sistema, deluje.