Satelita astronomiczny Planck (Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite/Satellite for Measurement of Background Anisotropies – COBRAS/SAMBA) jest przygotowywanym europejskim (ESA) pojazdem służącym do wykonywania najdokładniejszych w historii badań obserwacji promieniowania reliktowego.
Jest to pierwsza europejska misja, której celem jest studiowanie narodzin Wszechświata. Do jej celów naukowych zaliczają się:
- wykonanie pomiarów anizotropii mikrofalowego promieniowania tła w celu określenia takich podstawowych parametrów Wszechświata jak krzywizna, Stała Hubblea, oraz gęstość barionów z dokładnością kilku procent;
- zweryfikowanie inflacyjnych modeli młodego Wszechświata;
- wykrycie charakterystycznych śladów w promieniowaniu reliktowym wytworzonych przez błędy topologii, takie jak struny wytworzone przez przejścia fazowe w młodym Wszechświecie;
- wykonanie pomiarów amplitudy struktur w promieniowaniu reliktowym ze znacznie wyższą niż poprzednio dokładnością w celu opracowania stałej teorii formowania się struktur wielkoskalowych i wyjaśnienia matury ciemnej materii;
- wykonanie pomiarów efektu Sunyaeva – Zeldovicha – Planck będzie mógł dostrzec ten efekt w tysiącach bogatych gromad galaktyk dostarczając informacji na temat stanu fizycznego gazu wewnątrz gromad i ewolucji gromad (w połączeniu z obserwacjami rentgenowskimi dane te pozwolą na wyznaczenie Stałej Hubblea);
- oraz określenie zależności pomiędzy efektem Sunyaeva – Zeldovicha a temperaturą gazu w gromadach galaktyk, czego różnice wynikają z ruchów własnych gromad – powinno to umożliwić zmierzenie ruchów własnych ponad 1000 gromad, co dostarczy potężnego testu teorii formowania się struktury Wszechświata i informacji na temat gęstości masy we Wszechświecie.
Misja jest następcą amerykańskich satelitów COBE i WMAP. Zmierzy różnice temperaturze promieniowania tła na całym niebie z dokładnością dwóch części na milion i z rozdzielczością kątową ok. 10 minut kątowych. Planck zmierzy różnice temperatur promieniowania reliktowego z większą dokładnością niż poprzednie misje (10 razy dokładniej niż COBE), i z większą rozdzielczością kątową (ponad 50 razy większą niż COBE). Pomiary będą znacznie leprze od tych wykonywanych z balonów i powierzchni Ziemi, i ogromne leprze od poprzednich misji kosmicznych. Pojazd będzie wykonywał pomiary w zakresie promieniowania mikrofalowego (25 GHz – 1 Thz). Pomiary w szerokim zakresie umożliwią leprze odjecie wpływu pierwszego planu (źródeł galaktycznych i pozagalaktycznych). Jest to trzecia misja klasy średniej (Medium-Sized Mission – M3) w programie naukowym ESA Horizon 2000.
KONSTRUKCJA
Satelita Planck ma masę startową (wraz z paliwem) wynoszącą 1 800 kilogramów. Statek ma w przybliżeniu kształt walcowaty. Jego wysokość wynosi 4.2 metra, a maksymalna szerokość również 4.2 metra. Składa się z dwóch zasadniczych części: modułu serwisowego (Service Module – SVM); oraz modułu instrumentów naukowych (Payload Module – PLM).
Moduł serwisowy stanowi dolną, niższą części satelity. Ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego. W jego centrum znajduje się centralny cylinder zawierający zbiorniki paliwa i zbiorniki z mieszaninami kriogenicznymi używanymi w systemach chłodzenia instrumentów. Zawiera podstawowe komponenty inżynieryjne statku, zapewniające łączność z Ziemią, energię elektryczną itp. Energii elektrycznej dostarczają komórki słoneczne, którymi jest wyłożona kolista platforma połączona z dolną częścią modułu serwisowego. Statek jest stabilizowany obrotowo, w tempie około 1 rpm. Ustawienie osi obrotu pod kątem mniejszym niż 10 stopni do kierunku do Słońca zapewni maksymalną moc elektryczną i maksymalne usuwanie ciepła. Kontrolę orientacji przestrzennej zapewniają koła reakcyjne, oraz silniki. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd skierowane zgodnie z osią teleskopu satelity. Mierzą one szybkości obrotu i nachylenie osi obrotu. W czasie obserwacji naukowych będą stosowane główne koła reakcyjne. Silniki zostały umieszczone na dolnej stronie statku kosmicznego. Ich paliwem jest hydrazyna. Będą używane głównie do korekt trajektorii w początkowym etapie misji, oraz do manewrów mających na celu utrzymanie właściwej orbity roboczej wokół punktu L2. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają grzejniki, radiatory, oraz wielowarstwowa izolacja. Pojazd posiada 2 środowiska cieplne – 60K (teleskop) i 300K (moduł serwisowy). Konieczność radiacyjnego chłodzenia modułu instrumentów była głównym wyłogiem branym pod uwagę podczas projektowania modułu serwisowego. Ciepło jest bardzo skutecznie usuwane za pomocą 3 radiatorów (V-Groove Radiators), stożkowych struktur bardzo wydajnie zapobiegającym przenikaniu ciepła z SVM do PLM. Pojazd jest wyposażony we własny system komputerowy, który zapienia autonomiczne działanie w okresach braku łączności z Ziemią. System komputerowy umożliwia gromadzenie i kompresowanie oraz zarządzanie danymi naukowymi i dotyczącymi działania statku. Umożliwia także wykonywanie rozkazów z Ziemi. Przed transmisją dane naukowe będą zapisywane przez rejestrator jednoczęściowy (Solid-State Recrder – SSR). Pozwala on na zgromadzenie do 48 godzin danych z zastosowaniem kompresji bezstratnej o czynnik ok. 3. Anteny umożliwiające łączność z Ziemią zostały umieszczone w module serwisowym. Komunikację ze stacją w New Norcia w Australii zapewnia antena wysokiego zysku (High Gain Antenna – HGA) oraz antena średniego zysku (Middle Gain Antenna – MGA). Łączność odbywa się w paśmie X. Transmisja danych będzie odbywać się podczas okna komunikacyjnego trwającego 3 godziny na dobę, bez przerw w obserwacjach. W module serwisowym zainstalowano także komponenty instrumentów naukowych nie wymagające chłodzenia (głównie elektronikę), oraz elektronikę kontrolną pętli chłodzących instrumenty.
Moduł instrumentów naukowych został umieszczony na górnej powierzchni modułu serwisowego. Jego komponenty są zainstalowane na kratownicowej strukturze nośnej. Zawiera teleskop obserwatorium, oraz jego wszystkie instrumenty naukowe. Teleskop jest zbudowany w układzie Gregoriana. Jest on korzystny dla tego typu obserwacji, ponieważ nie blokuje ścieżki optycznej. Składa się z dwóch zwierciadeł – głównego i wtórnego, zainstalowanych na kratownicowej strukturze nośnej. Pole widzenia teleskopu jest skierowane pod kątem 80 stopni do osi symetrii statku kosmicznego. Kąt nachylenia obu zwierciadeł spełnia warunek Dragonea – Mizuguchia, który pozwala na działanie teleskopu bez znaczącej degradacji na dużą płaszczyznę ogniskowej, i jednocześnie zmniejsza skutki polaryzacji wytworzonej przez teleskop. Długość ogniskowej teleskopu wynosi 1.8 metra. Główne zwierciadło ma wymiary 1.492 x 1.292 metra. Ma kształt paraboloidalny. Jego długość ogniskowej wynosi 0.72 metra. Precyzja wypolerowania powierzchni (odkształcenie od idealnej parabolidy) jest lepsza od 10 um. Szorstkość powierzchni jest mniejsza od 1 um. Zwierciadło wtórne ma wymiary 0.845 x 0.796 metra. Ma kształt elipsoidalny. Jego długość ogniskowej wynosi 0.514 metra. Stosunek ogniskowej wynosi f/1.36. Precyzja wypolerowania powierzchni (odkształcenie od idealnej elipsoidy) jest lepsza od 10 um MS. Szorstkość powierzchni jest mniejsza od 1 um. Zwierciadło główne zbiera promieniowanie mikrofalowe z nieba, a następnie odbija je na zwierciadło wtórne. Ono odbija promieniowanie w postaci skupionej wiązki na detektory instrumentów umieszczone w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu. Oba zwierciadła teleskopu zostały wykonane z włókien węglowych CFRP. Mają strukturę przypominającą plaster miodu. Takie rozwiązanie zapewnia wysoką sztywność, niską masę, oraz bardzo niski współczynnik rozszerzalności cieplnej. Struktura zwierciadła składa się z grubego (4 – 10 cm) rdzenia mającego postać plastra miodu, oraz 2 cienkich (1 – 1.5 mm) warstw pokrywających. Rdzeń składa się z filamentów CFRP pokrywających aluminiowe trzpienie. Poszczególne wielokątne komórki zostały połączone w celu utworzenia dużego panelu. Warstwy pokrywające zostały wytworzone poprzez nakładanie płaskich płatów CFRP na powierzchnię formy. Wklęsła część zwierciadeł została metalizowana. Struktura na której zainstalowano zwierciadła jest również wykonana z CFRP. Powszechne zastosowanie CFRP zapewniło, że żadne zmiany wymiarów z powodu zmian temperatur nie zaszły podczas montażu i testów systemu, co je znacznie uprościło.
Komponenty teleskopu są otoczone systemem osłon chroniącym przez rozproszonym światłem (Baffling System). System ten składa się z dwóch elementów. Element osłonowy (Shield Element) jest dużą, w przybliżeniu stożkowatą strukturą pokrytą wielowarstwową izolacją (Multi-Layer Insulation – MLI). Otacza on teleskop i płaszczyznę ogniskowej. Ma dwie ważne funkcje: zmniejsza poziom rozproszonego światła (które na wybranej orbicie pochodzi w dużej mierze od samego statku kosmicznego), i wypromieniowuje ciepło pochodzące z komponentów w płaszczyźnie ogniskowej w kosmos. Element przegrodowy (Baffle Element) składa się z powierzchni w postaci połowy stożka, która łączy instrumenty z dolną krawędzią zwierciadła wtórnego. Jego funkcją jest ochrona instrumentów naukowych przed promieniowaniem cieplnym z elementu osłonowego i wyposażenia umieszczonego w płaszczyźnie ogniskowej. Instrumenty są umieszczone w płaszczyźnie ogniskowej i są chłodzone kriogenicznie. Do tego celu służą pętle chłodzące, zawierające również kompresory i elektronikę kontrolną.
WYPOSAŻENIE
Wszystkie instrumenty naukowe pojazdu zostały umieszczone w module instrumentów naukowych. W skład wyposażenia naukowego Plancka wchodzą dwa instrumenty: instrument wysokich częstotliwości (High Frequency Instrument – HFI); oraz instrument niskich częstotliwości (Low Frequency Instrument – LFI).
LFI
Instrument niskich częstotliwości jest przeznaczony do wykonywania pomiarów w zakresie 30 – 70 GHz w 3 pasmach częstotliwości scentrowanych na 30, 44, 70 GHz (długości fal odpowiednio 10.0, 6.8, 4.3 mm). Szerokości tych pasm wynoszą odpowiednio 6, 8.8, oraz 14 GHz. Pole widzenia detektorów tych pasm ma szerokość odpowiednio 33 , 24, oraz 14′. Urządzenie jest czułe na fluktuacje promieniowania reliktowego tak małe jak 12 mikrokelwinów.
Detektorami LFI, odbierającymi promieniowanie mikrofalowe skupione przez teleskop Planca jest macierz odbiorników typu HEMT (High Electron Mobility Transistor) opartych na fosforku indu (InP). Detektory te są kompromisem między wymagana czułością a łatwością ich dostosowania do częstotliwości pracy LFI. Urządzenie jest wyposażone łącznie w 56 odbiorników. Liczba detektorów w każdym kanale spektralnym jest kompromisem między wymaganą wysoką wrażliwością a koniecznością ich chłodzenia (wzmacniacze odbiorników są głównym źródłem ciepła w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu satelity). Detektory kanałów 30 i 44 GHz są oparte na technologii monolitycznych scalonych obwodów mikrofalowych (Monolithic Microwave Integrated Circuit – MMIC), a detektory kanału 70 GHz – mikrofalowych obwód scalonych (Microwave Integrated Circuit – MIC) dzięki której cały odbiornik zajmuje przestrzeń kilku centymetrów. Wszystkie tranzystory HEMT są zamontowane na pojedynczym hipie InP. W swoim zakresie częstotliwości MMIC pracują znaczne lepiej niż MIC i pozwalały na znacznie szybszy montaż. Odbiorniki takie, z charakterystykami zbliżonymi do wymaganych w misji Planck są dostępne komercyjnie.
Promieniowanie do detektorów jest dostarczane przez stożki (Feedhorn) w 2 polaryzacjach ortogonalnych w danej częstotliwości. Polaryzacje są rozdzielane przez przetworniki ortogonalne (Orthomode Transducer – OMT). każdy stożek został zaprojektowany indywidualnie w celu zoptymalizowania odpowiedzi optycznej i rozdzielczości. OTM łączy się detektorem. Każdy detektor składa się z pary łańcuchów wzmacniania i detekcji połączonego przez tzw. pierścień hybrydowy. Różnica pomiędzy sygnałami wejściowymi obu łańcuchów (z teleskopu i z ciała doskonale czarnego używanego jako odniesienie) jest ciągle rejestrowana. Do tego wymagane jest okresowe modulowanie sygnału wejściowego przez przesuwanie fazy. Taki odbiornik dyferencyjny jest najstabilniejszy, jeśli dwa sygnały wejściowe są prawie równe. Optymalnym rozwiązaniem jest zastosowanie jako odniesienia ciała doskonale czarnego o temperaturze 4K, gdy odbierany sygnał to 3 – 5 K. W instrumencie ciało odniesienia jest utrzymywane w stałej temperaturze 10K. Różnice między sygnałem odbieranym z nieba a sygnałem wzorcowym są równoważone poprzez modulowanie zysku.
Detektory są kriogenicznie schłodzone do temperatury około 20 K. Jest w tym celu używana chłodziarka sorpcyjna H2 pracująca zgodnie z zasadą Joulea – Thomsona. Chłodziarka ta dostarcza także wstępnego chłodzenia do 18 K dla instrumentu HFI. Gaz jest kierowany przez kompresory bierne zawierające wodorek metalu, który jest cyklicznie ogrzewany (tym samym wypuszczając gaz pod wysoki ciśnieniu) a następnie ochładza się (wchłaniając gaz). Rury wykonane ze stali nierdzewnej łączą komersowy ze zbiornikami cieczy działającymi jako wymienniki ciepła. Kompresory są połączone z radiatorem dzięki czemu linie wodoru są wstępnie chłodzone do temperatury około 50K przed otarciem do chłodziarki. Zastosowano 6 kompresorów. Zawsze jeden z nich jest ciepły i dostarcza gazowego wodoru pod wysokim ciśnieniem, a w tym czasie 3 są zimne i wchłaniają gaz. Dzięki temu do detektorów nie przechodzą żadne zaburzenia.
HFI
Instrument wysokich częstotliwości umożliwia wykonywanie pomiarów w zakresie 100 – 857 GHz, w 6 pasmach częstotliwości scentrowanych na 100, 143, 217, 353, 545 i 857 GHz. Pole widzenia detektorów tych pasm ma szerokość odpowiednio 9.2, 7.1, 5, 5, 5 i 5′. Urządzenie jest czułe na fluktuacje promieniowania reliktowego tak małe jak ok. 5 mikrokelwinów. W skład instrumentu wchodzą: system płaszczyzny ogniskowej (HFI Focal Plane Unit); elektronika (HFI Electronics) – redundancyjna; jednostka obróbki danych (Data Processing Unit); chłodziarki (HFI Coolers); oraz rury łączące różne systemy.
System chłodzący ochładza instrument w 4 krokach (18K-4K-1.6K-0.1K). Chłodziarka 18K jest wspólna dla HFI i LFI. Stopień 4K ochrania stopień 0.1K, a także stanowi ochronę elektryczną (klatkę Faradaya) dla elektroniki. System płaszczyzny ogniskowej jest połączony z teleskopem przez podwójne stożki. Filtry są umieszczone na komorze 1.6K, a detektory – w komorze 0.1K.
Detektorami tego instrumentu, odbierającymi promieniowanie mikrofalowe skupione przez teleskop Planca są bolometry. Łącznie zastosowano 56 bolometrów. 20 bolometrów jest nie polaryzowanych. Każdy z nich składa się z siatki przypominającej sieć pająka wykonanej z azotku krzemu, która pochłania światło i przeprowadza je do małego termistora, który znajduje się w centrum sieci. Ten typ bolometru został także zastosowany w instrumencie SPIRE satelity Herschel. 32 bolometry są wrażliwe na polaryzację liniową. Zamiast absorbera w postaci sieci pająka użyto w nich 2 skrzyżowanych siatek pochłaniających promieniowanie. Wchłaniają one tylko promieniowanie z płaszczyzną pola elektrycznego równoległą do drutów siatek. Połączenie pomiarów z kilku detektorów pozwala na uzyskanie mapy CMB i określenie jego polaryzacji. Bolometry muszą być schłodzone do temperatury 0.15K w celu zachowania maksymalnej czułości. W przypadku wzrostu temperatury do 0.3K wrażliwość w najbardziej interesującej części rejestrowanego spektrum spadłaby o czynnik 10, co uniemożliwiłoby uzyskiwanie danych wartościowych naukowo. Rozmieszczenie detektorów poszczególnych kanałów w instrumencie zostało dobrane tak, aby zminimalizować poziom tła (głównie emisji pyłu), oraz aby wykryć zjawisko Sunyaeva – Zeldovicha.
Dla każdego kanału selekcję częstotliwości umożliwiają odpowiednie filtry. Blokują one również promieniowanie cieplne pochodzące z samego teleskopu. Promieniowanie z teleskopu wchodzi do komory schłodzonej do 4K, przechodzi przez filtr 1.6K w postaci skrzyżowanych siatek zatopionych w polietylenie, i pada na system detektorów. Pole wodzenia detektorów jest określone przez otwory wejściowe stożków. Liczba detektorów w każdym kanale była ograniczona przez miejsce dostępne w płaszczyźnie ogniskowej i wydajność systemu chłodzenia.
Detektory są odczytywane przez układy J-FET umieszczone bardzo blisko nich w jednostce, która nie jest fizycznie umieszczona wewnątrz chłodzonej komory bolometrów i jest od niej termicznie odizolowana. Elektronika odzyskiwania informacji jest oparta na urządzeniach AC.
Detektory instrumentu są kriogenicznie schłodzone do temperatury około 0.1 K. Jest w ty celu używana chłodziarka sorpcyjna H2, chłodziarka Joulea – Thomsona, oraz chłodziarka z roztworem 3He/4He. System chłodzący jest oparty na technologiach z powodzenie zastosowanych w lotach kosmicznych lub używanych na Ziemi. Wstępne chłodzenie do temperatury 50 – 60K obejmuje cały moduł instrumentów naukowych satelity i jest osiągane dzięki biernemu usuwaniu ciepła w przestrzeń kosmiczną, co w punkcie L2 jest bardzo efektywne. Seria radiatorów (V-Grooves) pozwala na usuwanie ciepła produkowanego przez moduł serwisowy i wstępnie ochładza moduł instrumentów naukowych. Zamknięty cykl chłodzący wykorzystuje chłodziarkę Joulea – Thomsona (Joule-Thomson Cooler – J-T) wspólną dla HFI i LFI. Została ona opracowana przez JPL. Ochładza ona instrument do 20K. Pierwszy wymiennik ciepła HFI ochładza do 18K strumień helu używany na stopniach chłodzenia 4K i 0.1K. Pyta montażowa LFI jest chłodzona do 20K przez inny wymiennik, tutaj wyższe temperatury są dopuszczalne. Kabel przechodzący z komory 4K do komory J-FET jest termalnie dołączony do komory 20K, co zmiesza ładunek cieplny w komorze 4K. Rozszerzalność Joulea – Thomsona helu ściskanego przez mechaniczne kompresory jest używana do chłodzenia komory 4K. Niższe temperatury, do 0.1K są uzyskiwane dzięki roztworowi 3He/4He. Ten stopień chłodzenia zawiera filtry i przejmuje ciepło ze stopnia 4K. Stopień 0.1K zawiera bolometry. Jego temperatura jest kontrolowana poprzez zamkniętą pętlę chłodzącą. System chłodzący do 0.1K (Open Cycle Dilution/Joule-Thomson Refrigerator) został opracowany przez Centre de Recherches des Tres Basses Temperatures (CRTBT) w Grenoble we Francji. Jest ona oparta na przepływie gazu.
PLAN PRZEBIEGU MISJI
Start satelity Planc był pirwotnie planowany na luty 2007 roku, ale seria opóźnień przeniosła go na kwiecień 2009r. Pojazd wystartuje razem z satelitą Herschel, za pomocą rakiety Ariane 5. Miejscem startu będzie kosmodrom ESA Guiana Space Centre w Kouru w Gujanie Francuskiej. Satelita w czasie startu będzie połączony z pojazdem Herschel za pomocą specjalnego łącznika. Planck będzie się znajdował pod Herschelem, i będzie się łączył z górnym stopniem rakiety.
Dwa pierwsze stopnie oraz pierwsze odpalenie silników stopnia trzeciego umieszczą oba satelity na niskiej parkingowej orbicie okołoziemskiej. Następnie drugie odpalenie silników stopnia 3 umieści kompleks na orbicie transferowej do docelowego punktu libracyjnego L2. Po wyłączeniu silników zostanie uwolniony Herschel, a później Planck. Herschel będzie podążał osobną trajektorią na inną orbitę wokół L2. Lot Plancka do punktu L2 potrwa 4 – 6 miesięcy. W tym czasie statek wykona pewną liczbę manewrów za pomocą swoich silników. Po 1 dniu od startu zostanie wykonany manewr, który skompensuje zaburzenia wprowadzone przez Księżyc. Po 2 dniach od startu satelita wykona kolejny manewr, który zniweluje skutki niedokładnego startu. Po 12 dniach zostanie wykonany podobny manewr, ale na większą skalę. Na 12 dni przed wejściem na orbitę wokół L2 zostanie wykonana korekta zaburzeń powstałych podczas lotu. W czasie lotu rozpoczną się testy działania komponentów inżynieryjnych statku, oraz jego instrumentów naukowych. Dzięki temu po dotarciu do celu obserwatorium będzie gotowe do rozpoczęcia obserwacji astronomicznych. Następnie statek wejdzie na orbitę wokół punktu L2, położonego w odległości 1.5 miliona kilometrów od Ziemi. Po 2 dniach od wejścia zostanie wykonana korekta orbity korygująca niedokładny manewr wejścia na orbitę. Po 12 dniach statek wykona manewr przejścia na docelową, małą orbitę Lissajousa wokół L2, w której kąt Słońce – statek – Ziemia będzie ograniczony do 15 stopni. Orbity Lissajousa są naturalnymi sposobami ruchów satelitów wokół współliniowych punktów libracji w układzie dwóch ciał, i wymagają mniejszych zmian pędu w celu utrzymania pojazdów na orbitach niż orbity halo (w których satelity wykonują prosty ruch po torach kołowych lub eliptycznych). Orbity wokół L2 są niestałe dynamicznie, i małe zaburzenia równowagi rosną wykładniczo z czasem około 23 dni. Dlatego Planck co jakiś czas użyje swoich silników w celu wykonania manewrów korekty orbity potrzebnych do jej utrzymania. Statek będzie stabilizowany obrotowo, i podczas obserwacji jego oś wirowania będzie wskazywała daleko od Słońca. Kierunek widzenia teleskopu będzie skierowany pod kątem 85 stopni do osi wirowania, i instrumenty będą badać fragment nieba o średnicy 85 stopni podczas jednego obiegu statku po orbicie. W celu obserwacji biegunów niebieskich oś wirowania może zostać podniesiona do 10 stopni w kierunku antysłonecznym. Strategia wskazywania przez statek kierunku antysłonecznego zredukuje skutki podczerwonego promieniowania słonecznego do minimum. Jednak w podczerwieni promieniuje także Ziemia i Księżyc, produkując także światło rozproszone. Zostanie to zniwelowane przez wybór orbity wokół punktu L2. Taka orbita jest optymalna do obserwacji mikrofalowego promieniowania tła, ponieważ znajduje się daleko od Ziemi obficie promieniującej w podczerwieni i odbijającej rozproszone światło, a ponadto statek zawsze będzie się znajdował za Ziemią względem Słońca, i pole widzenia teleskopu nie będzie zasłaniane przez Słońce, Ziemię i Księżyc. Ponadto jest to jedyna orbita, w której antena komunikacyjna będzie zwrócona z daleka od instrumentów naukowych, co zmniejszy skutki potencjalnego wpływu fal radiowych na pomiary. Orbita Plancka wokół punktu L2 będzie obiegać Słońce z okresem 1 roku. Oś wirowania statku będzie więc obracana w tym samym tempie, w celu zachowania jej orientacji w kierunku przeciwsłonecznym. Będzie to osiągnięte poprzez wykonywanie okresowych manewrów, które będą łączone z okresowym przesuwaniem prostej łączącej oś wirowana z płaszczyzną ekliptyki, w celu utrzymania pełnego pokrycia nieba. Dodatkowo, oprócz utrzymania osi wirowania w kierunku antysłonecznym, w celu utrzymania instrumentów naukowych w cieniu, oś ta musi być utrzymywana w kierunku 15 stopni do Ziemi. Ma to też na celu utrzymywanie Ziemi w polu widzenia anteny komunikacyjnej.
Misja nominalna będzie trwała 21 miesięcy. Stabilizacja obrotowa pojazdu umożliwi wykonywanie obserwacji nieba w trybie skanowania, i odwzorowanie co najmniej 95% nieba w czasie 12 miesięcy. Centrum kontroli misji znajdzie się w Europejskim Centrum Operacji Kosmicznych (European Space Operations Centre – ESOC) w Darmstadt w Niemczech. Dane będą odbierane przez stację naziemną New Norcia w Perth w Australii.
Źródła:
http://www.rssd.esa.int/SA/PLANCK/docs/Bluebook-ESA-SCI(2005)1.pdf
http://www.rssd.esa.int/SA/PLANCK/include/payl/redbook-payload.html
http://rosetta.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=17
