Tal tránsito podría causar una caída en la luz visible de la estrella por sólo 84 partes por millón (ppm). En otras palabras, los detectores de Kepler tendría que medir de forma fiable los cambios del 0,01 por ciento. Borucki y su equipo discutieron el desarrollo de un fotómetro de alta precisión durante un taller en 1987, patrocinado por el Centro de Investigación Ames y el Instituto Nacional de Estándares y Tecnología, y a continuación, fueron construidos y probados varios prototipos. Cuando la NASA creó el Programa de Descubrimiento en 1992, el equipo propuso su concepto como FRESIP, la frecuencia de planetas del tamaño de la Tierra Interna. La propuesta fue rechazada porque la tecnología necesaria para lograrlo no se creía que existiese .Cuando se anunció el primer descubrimiento se presentó en 1994, el equipo volvió a proponer FRESIP, esta vez como una misión en una órbita de Lagrange.Esta órbita particular entre la Tierra y el sol es relativamente estable debido al equilibrio de fuerzas gravitacionales de la Tierra y el sol. Dado que no es perfectamente estable, sin embargo, las misiones en esta órbita requieren motores de cohetes de combustible y hacer leves ajustes lo cual puede ser caro. Revisores volvieron a rechazar la propuesta, en esta ocasión, ya que estimó que el costo de la misión iba a exceder el costo tope . El equipo hizo de nuevo la propuesta en 1996. "Para reducir los costos, el director del proyecto cambió la órbita heliocéntrica para eliminar los motores de cohetes de combustible y, a continuación, llevo a cabo el diseño utilizando tres métodos diferentes. Esta vez, los revisores no disputar la estima", explicó Borucki. "También en este tiempo, los miembros del equipo como Carl Sagan, Jill Tarter, y Dave Koch pusieron el brazo fuerte para que cambie el nombre de FRESIP a Kepler", recuerda con una sonrisa. El año anterior, el equipo probó el dispositivo de carga acoplada ( detectores CCD) en el Observatorio Lick, y Borucki y sus colegas publicaron los resultados en 1995 confirmaron que los CCD , en combinación con una corrección matemática de los errores sistemáticos , tuvo la precisión de 10-ppm requeridos para detectar planetas del tamaño de la Tierra , pero Kepler fue rechazada de nuevo porque nadie creía que la fotometría de alta precisión puede ser automatizado para miles de estrellas. "La gente hace fotometría de una estrella a la vez. El análisis de los datos no se hace en forma automatizada, tampoco. Usted los hizo a mano", explicó Borucki. "Los críticos lo rechazaron y dijeron:" Ve a construir un observatorio y nos muestran lo que puede hacerse. " Así lo hicimos. " Ellos construyeron un fotómetro automático en el Observatorio Lick de radio y vinculó los datos de nuevo a Ames, donde los programas informáticos manejaron en el análisis. El equipo publicó sus resultados y se prepararon para el próximo anuncio de descubrimiento de oportunidades en 1998. "Esta vez aceptado , la capacidad de detector, y fotometría automática, pero rechazaron la propuesta porque no probó que podíamos conseguir la precisión requerida en la presencia de ruido en órbita, como señalar las fluctuaciones y variabilidad estelar. Tuvimos que probar en un laboratorio que se podría detectar tránsitos en presencia del ruido esperado ", dijo Borucki. Este plato estrella es una reliquia importante de Kepler. Fue utilizado en los experimentos de laboratorio para determinar si primeros dispositivos de carga acoplada podría producir fotometría diferencial muy precisa.El plano focal de Kepler consiste en una serie de cuarenta y dos dispositivos de carga acoplada (CCD). Cada CCD es de 2,8 cm por 3,0 cm, con 1.024 por 1.100 píxeles. El plano focal completo contiene 95 megapíxeles. El equipo no pudo demostrar que el uso del suelo a base de las observaciones del telescopio de estrellas porque la propia atmósfera presenta demasiado ruido. En su lugar, se desarrolló una instalación de pruebas para simular las estrellas y los tránsitos en presencia de señales jitter. Una chapa delgada de metal con agujeros que representan estrellas se ilumina desde abajo, y un fotómetro prototipo veian la luz de las estrellas artificiales mientras se hace vibrar para simular el jitter de una nave espacial. La placa tenía muchos agujeros perforados con láser con una gama de tamaños para simular el apropiado rango de brillo en las estrellas. Para estudiar los efectos de la saturación (estrellas muy brillantes) , algunos agujeros se perforaron suficientemente grande como para causar la saturación de píxel y algunos lo suficientemente cerca para que se solapasen casi las imágenes. "Para demostrar de manera fiable que podría detectar un cambio de brillo de 84 ppm , necesitamos un método para reducir la luz por esa cantidad si un pedazo de vidrio se desliza sobre un agujero, el vidrio reduce el flujo en un 8 por ciento . aproximadamente mil veces ", explicó Borucki. "Adición de recubrimientos antireflejos ayudaba con un factor de dieciséis veces, pero la reducción era aún sesenta veces demasiado grande. ¿Cómo se hace el cambio de luz en un 0,01 por ciento? "En realidad no había nada que pudiera hacer el trabajo para nosotros, así que tuvimos para inventar algo ", dijo Borucki." Dave Koch dio cuenta de que si se pone un alambre fino a través de una abertura ,en uno de los orificios perforados bloquearía una pequeña cantidad de luz. Cuando una pequeña corriente que se ejecuta a través del cable, se expande y bloquea un poco más de luz. Muy inteligente. Pero no funcionó. " La función de mérito científico que desarrolló Bill era un puente entre la ciencia y la ingeniería que se utilizó al hacer este tipo de estudios comerciales ... Con una corriente, el cable no sólo se expandió, también se curvó. Como se curva, se alejó del centro de un agujero, lo que permite que más luz entre a través , no menos. "Así que Dave tenía agujeros cuadrados perforados", dijo Borucki. "Con un agujero cuadrado, cuando el alambre se mueve fuera del centro, no cambia la cantidad de luz. Para evitar que el cable se doble, fue aplanado. "Los resultados demostraron que los tránsitos se pueden detectar en la precisión necesaria, incluso en presencia de ruido en órbita. Después de la revisión, análisis, publicación y proponiendo desde hace casi veinte años, Kepler fue finalmente aprobada como una misión del Discovery en 2001.Con desafíos de Ingeniería Kepler se convirtió oficialmente en una misión de la NASA, Riley Duren del Jet Propulsion Laboratory se unió al equipo como ingeniero de proyectos de sistemas, y más tarde se convirtió en jefe de máquinas. Para ayudar a garantizar la adaptación progresiva, Duren y Borucki se propusieron crear un entendimiento común de las cuestiones científicas y de ingeniería .
