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本论文网还提出了另外一种探测太阳系外行星的星冕仪结构——偏振干涉消光星冕仪。这种偏振干涉消光星冕仪是另一种对系外行星的探测思路，它能够得到理想、高对比度的图像。虽然目前对太阳系外行星的探测技术已经能够直接探测到大小相当于几个丘比特星球般的系外行星，但是，我们仍需要一种改进的星冕仪，来探测系外类地行星（或类丘比特星球）。这些类地行星（或类丘比特星球）与其宿主恒星相比，仅有极其弱的光线进入望远镜内，所以要求探测设备能进一步抵制宿主恒星的光强，尽量使类地行星的光线被探测到。63703
为了得到系外类地行星（或类丘比特星球）的高对比度图像，之前提出过两种方案：第一种是采用修正入瞳函数的入瞳遮蔽技术，使宿主恒星的光强得到抑制。与点扩散函数的峰值对比，这种方案在理想的状态下可以使行星衍射光环达到点扩散函数峰值的 量级。在2.2.5中将会详细介绍的Lyot光路就是属于这种类型。这种方案的一个严重缺点就是恒星的光线泄露比较多，也就是说我们没法做到把恒星的光强完全抑制，这样会导致两个后果，一是宿主恒星与所探测的行星的距离不能太近，二是目标行星的光强不能够太弱，否则会被宿主恒星淹没。用这种方法来探测系外类地行星的难度比较大，较难实现。第二种方案是采用物镜后焦面上放置螺旋相位板（或者特殊的振幅调制板），这样，宿主恒星在之后的像平面上会产生一个消光的区域，若此时的像平面上再放置一个Lyot光瞳，那么恒星的光线就可以完全消光（理想状态下）。在3.3与3.4中将详细描述的漩涡星冕仪就是属于该类。
上述提到的两种方案有个共同的应用要求：它们都要应用在具有理想圆形孔径的光路中，这个圆形孔径不能受到来自反射镜的中央遮挡。若将这两种方案运用于传统望远镜中（望远镜的入瞳函数受到反射镜的中央遮挡），则会大大消弱它们的成像质量[6]。由此提出第三种方案：偏振干涉消光星冕成像。最初，偏振干涉消光星冕成像主要用于红外星冕干涉仪中，但是，它也可用于可见光与近红外的望远镜中。它的整体思想是使入射的恒星光线一分为二，分别经过两路光路，最后用偏振合束镜对这两束光汇合，产生干涉。由于经过两路光路后，这两束光会产生一个 的相位差，干涉相消后，恒星的光强就被消除了。而行星的光线由于与恒星有一个很小的夹角，进入光学系统后，产生一个附加相位差，因此经过两路光路后就不是产生 的相位差，最终干涉不会相消，我们就可以对其进行成像