พลังค์

แบบจำลองของพลังค์
ชื่อ	งูเห่า/แซมบ้า
ประเภทภารกิจ	กล้องโทรทัศน์อวกาศ
ผู้ปฏิบัติงาน	อีเอสเอ
รหัส COSPAR	2009-026B
หมายเลข SATCAT	34938
เว็บไซต์	www.esa.int/planck​​​
ระยะเวลาของภารกิจ	ระยะเวลาที่วางแผนไว้: >15 เดือนระยะเวลาสุดท้าย: 4 ปี 5 เดือน 8 วัน
คุณสมบัติของยานอวกาศ
ผู้ผลิต	ธาเลส อเลเนีย สเปซ
ปล่อยมวล	1,950 กก. (4,300 ปอนด์) [ 1 ]
มวลบรรทุก	205 กก. (452 ​​ปอนด์)
มิติ	ขนาดตัวเครื่อง: 4.20 เมตร × 4.22 เมตร (13.8 ฟุต × 13.8 ฟุต)
เริ่มภารกิจ
วันที่เปิดตัว	14 พฤษภาคม 2552, 13:12:02 UTC ( 2009-05-14UTC13:12:02 )
จรวด	อาริแอน 5 อีซีเอ
จุดปล่อยจรวด	ศูนย์อวกาศกายอานา , เฟรนช์กายอานา
ผู้รับเหมา	อาริแอนสเปซ
เข้ารับราชการ	3 กรกฎาคม 2552
สิ้นสุดภารกิจ
การกำจัด	ปลดประจำการ
ปิดใช้งานแล้ว	23 ตุลาคม 2556, 12:10:27 UTC ( 2013-10-23UTC12:10:28 )
พารามิเตอร์วงโคจร
ระบบอ้างอิง	วงโคจรดวงอาทิตย์-เอิร์ธ L (1,500,000 กม. / 930,000 ไมล์)
ระบอบการปกครอง	ลิสซาจูส์
กล้องโทรทัศน์หลัก
พิมพ์	เกรกอเรียน
เส้นผ่านศูนย์กลาง	1.9 ม. × 1.5 ม. (6.2 ฟุต × 4.9 ฟุต)
ความยาวคลื่น	300 ไมโครเมตร – 11.1 มิลลิเมตร (ความถี่ระหว่าง 27 GHz และ 1 THz)
เครื่องดนตรี เอชไอไอ เครื่องมือความถี่สูง แอลเอฟไอ เครื่องดนตรีความถี่ต่ำ
ตราสัญลักษณ์ ESA ยุคปัจจุบัน (ทศวรรษ 2000) โครงการ Horizon 2000 (โครงการวิทยาศาสตร์ )

แพลงค์เป็นหอดูดาวอวกาศที่ดำเนินการโดยองค์การอวกาศยุโรป (ESA) ตั้งแต่ปี 2009 ถึง 2013 โครงการนี้มีเป้าหมายเพื่อสร้างแผนที่ความไม่สม่ำเสมอของพื้นหลังคลื่นไมโครเวฟในจักรวาล (CMB) ที่ความถี่ไมโครเวฟและอินฟราเรด ด้วยความไวและความละเอียดเชิงมุมสูง ภารกิจนี้ได้ให้ข้อมูลที่ได้รับการปรับปรุงอย่างมากจากการสังเกตการณ์ก่อนหน้านี้ที่ทำโดยยาน สำรวจ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ของ NASA

หอดูดาวพลังค์เป็นแหล่งข้อมูลสำคัญที่เกี่ยวข้องกับประเด็นทางจักรวาลวิทยาและฟิสิกส์ดาราศาสตร์หลายประการ หนึ่งในวัตถุประสงค์หลักคือการทดสอบทฤษฎีจักรวาลวิทยาเกี่ยวกับเอกภพยุคแรก องค์ประกอบและวิวัฒนาการของเอกภพ และต้นกำเนิดของโครงสร้างจักรวาล

เดิมทีดาวเทียมแพลงค์มีชื่อว่า COBRAS/SAMBA ซึ่งย่อมาจาก Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite/Satellite for Measurement of Background Anisotropies (ดาวเทียมตรวจวัดความไม่สม่ำเสมอของรังสีพื้นหลังในจักรวาล) โครงการนี้เริ่มต้นในปี 1996 และต่อมาได้เปลี่ยนชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่แม็กซ์ พลังค์ (Max Planck ) นักฟิสิกส์ชาวเยอรมัน (ค.ศ. 1858–1947) ซึ่งได้รับการยกย่องอย่างกว้างขวางว่าเป็นผู้ริเริ่มทฤษฎีควอนตัมโดยการหาอนุพันธ์ของสูตรการแผ่รังสีของวัตถุดำ

ยานอวกาศแพลงค์ (Planck) สร้างขึ้นที่ศูนย์อวกาศคานส์-ม็องเดอลิเยอ (Cannes Mandelieu Space Center ) โดยบริษัท Thales Alenia Spaceเป็นภารกิจขนาดกลางสำหรับ โครงการวิทยาศาสตร์ระยะยาว Horizon 2000 ของ องค์การอวกาศยุโรป (ESA)ยานอวกาศถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในเดือนพฤษภาคม 2009 และไปถึงจุด L2 ระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ในเดือนกรกฎาคม 2009 และในเดือนกุมภาพันธ์ 2010 ก็ได้เริ่มทำการสำรวจท้องฟ้ารอบด้านครั้งที่สองได้สำเร็จ

เมื่อวันที่ 21 มีนาคม 2556 ทีมงานแพลงค์ได้เผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMB) เป็นครั้งแรก แผนที่นี้ช่วยให้นักวิจัยสามารถวัดการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิใน CMB ด้วยความแม่นยำสูงสุดที่มีอยู่ ณ ขณะนั้น ในเดือนกุมภาพันธ์ 2558 ได้มีการเผยแพร่ข้อมูลเพิ่มเติมซึ่งรวมถึง ข้อมูล โพลาไรเซชัน และเอกสารฉบับสุดท้ายของทีมงานแพลงค์ได้รับการเผยแพร่ในเดือนกรกฎาคม 2561 ซึ่งถือเป็นการสิ้นสุดภารกิจ

เมื่อภารกิจสิ้นสุดลง ยานอวกาศแพลงค์ถูกส่งขึ้นสู่วงโคจรสุสานรอบดวงอาทิตย์ และถูกปิดใช้งานเพื่อป้องกันไม่ให้เป็นอันตรายต่อภารกิจในอนาคต คำสั่งปิดใช้งานขั้นสุดท้ายถูกส่งไปยังแพลงค์ในเดือนตุลาคม 2556

ภารกิจนี้ได้ให้ข้อมูลการวัดที่แม่นยำที่สุดของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาที่สำคัญหลายประการ การสังเกตการณ์ของยานแพลงค์ช่วยกำหนดอายุของจักรวาล ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารธรรมดาและสสารมืดในจักรวาล และลักษณะสำคัญอื่นๆ ของจักรวาล

ภารกิจนี้มีเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์ที่หลากหลาย รวมถึง: ^{[ 2 ]}

• การตรวจจับที่มีความละเอียดสูงทั้งความเข้มรวมและโพลาไรเซชันของความแปรปรวนของรังสีพื้นหลังจักรวาลดั้งเดิม(CMB anisotropies)
• การสร้างแคตตาล็อกของกระจุกกาแล็กซีผ่านปรากฏการณ์ซุนยาเยฟ-เซลโดวิช
• การสังเกตการณ์ปรากฏการณ์เลนส์ความโน้มถ่วง ของรังสีพื้น หลังจักรวาล (CMB) รวมถึงผลกระทบแบบบูรณาการของ Sachs– Wolfe
• การสังเกตแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ ( นิวเคลียสดาราจักรที่กำลังทำงาน ) และรังสีอินฟราเรด (ดาราจักรที่มีฝุ่น) จากนอกดาราจักรที่มีความสว่างสูง
• การสังเกตการณ์กาแล็กซีทางช้างเผือกรวมถึงตัวกลางระหว่างดาว การปล่อย รังสีซินโครตรอนแบบกระจาย และการวัด สนามแม่เหล็กของกาแล็กซีและ
• การ ศึกษาเกี่ยวกับระบบสุริยะรวมถึงดาวเคราะห์ดาวเคราะห์น้อยดาวหางและแสงจักรราศี

ยานอวกาศแพลงค์มีความละเอียดและความไวสูงกว่า WMAP ทำให้สามารถตรวจสอบสเปกตรัมกำลังของรังสีพื้นหลังจักรวาล (CMB) ในระดับที่เล็กกว่ามาก (×3) นอกจากนี้ยังสังเกตการณ์ใน แถบ ความถี่ เก้า แถบ แทนที่จะเป็นห้าแถบของ WMAP โดยมีเป้าหมายเพื่อปรับปรุงแบบจำลองพื้นหลังทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ให้ดียิ่งขึ้น

คาดว่าการวัดค่าส่วนใหญ่จากดาวเทียมแพลงค์นั้นถูกจำกัดด้วยความสามารถในการลบสัญญาณรบกวนจากพื้นหน้ามากกว่าประสิทธิภาพของตัวตรวจจับหรือระยะเวลาของภารกิจ ซึ่งเป็นปัจจัยสำคัญอย่างยิ่งสำหรับ การวัดค่า โพลาไรเซชันรังสีพื้นหน้าที่เด่นชัดนั้นขึ้นอยู่กับความถี่ แต่สามารถรวมถึงรังสีซินโครตรอนจากกาแล็กซีทางช้างเผือกที่ความถี่ต่ำ และฝุ่นละอองที่ความถี่สูงได้

ยานอวกาศบรรทุกเครื่องมือสองชิ้น ได้แก่ เครื่องมือความถี่ต่ำ (LFI) และเครื่องมือความถี่สูง (HFI) ^{[ 2 ]}เครื่องมือทั้งสองสามารถตรวจจับทั้งความเข้มรวมและโพลาไรเซชันของโฟตอนได้ และครอบคลุมช่วงความถี่เกือบ 830 GHz (ตั้งแต่ 30 ถึง 857 GHz) สเปกตรัมพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลมีจุดสูงสุดที่ความถี่ 160.2 GHz

ระบบระบายความร้อนแบบพาสซีฟและแอคทีฟ ของPlanckช่วยให้เครื่องมือต่างๆ สามารถรักษาอุณหภูมิไว้ที่ −273.05 °C (−459.49 °F) หรือ 0.1 °C เหนือศูนย์สัมบูรณ์^{[ 3 ]}ตั้งแต่เดือนสิงหาคม พ.ศ. 2552 Planck เป็นวัตถุที่เย็นที่สุดเท่าที่รู้จักในอวกาศ จนกระทั่งแหล่งจ่ายสารหล่อเย็นแบบแอค ที ฟ หมดลงในเดือนมกราคม พ.ศ. 2555 ^{[ 4 ]}

NASA มีบทบาทในการพัฒนาภารกิจนี้และมีส่วนร่วมในการวิเคราะห์ข้อมูลทางวิทยาศาสตร์ห้องปฏิบัติการ Jet Propulsion Laboratory ของ NASA ได้สร้างส่วนประกอบของเครื่องมือวิทยาศาสตร์ รวมถึงโบโลมิเตอร์ สำหรับเครื่องมือความถี่สูง เครื่องทำความเย็นแบบไครโอคูล เลอร์ 20 เคลวินสำหรับทั้งเครื่องมือความถี่ต่ำและความถี่สูง และเทคโนโลยีเครื่องขยายสัญญาณสำหรับเครื่องมือความถี่ต่ำ^{[ 5 ]}

LFI มีแถบความถี่สามแถบ ครอบคลุมช่วง 30–70 GHz ครอบคลุมตั้งแต่ไมโครเวฟไปจนถึงอินฟราเรดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ตัวตรวจจับใช้ ทรานซิสเตอร์ ที่มีความคล่องตัวของอิเล็กตรอนสูง^{[ 2 ]}

HFI มีความไวในช่วง 100 ถึง 857 GHz โดยใช้ ตัวตรวจ จับโบโลเมตริก 52 ตัว ที่ผลิตโดย JPL/Caltech ^{[ 6 ]}ซึ่งเชื่อมต่อทางแสงกับกล้องโทรทรรศน์ผ่านเลนส์เย็นที่ผลิตโดยคณะฟิสิกส์และดาราศาสตร์ของมหาวิทยาลัยคาร์ดิฟฟ์^{[ 7 ]}ประกอบด้วยโครงสร้างฮอร์นสามตัวและตัวกรองแสง ซึ่งเป็นแนวคิดที่คล้ายกับที่ใช้ใน การทดลอง Archeopsที่ติดตั้งบนบอลลูน ชุดตรวจจับเหล่านี้แบ่งออกเป็น 6 แถบความถี่ (ศูนย์กลางอยู่ที่ 100, 143, 217, 353, 545 และ 857 GHz) แต่ละแถบมีแบนด์วิดท์ 33% ในบรรดาแถบความถี่ทั้งหกนี้ มีเพียงสี่แถบความถี่ล่างเท่านั้นที่มีความสามารถในการวัดโพลาไรเซชันของรังสีขาเข้า ส่วนสองแถบความถี่บนนั้นไม่สามารถทำได้^{[ 2 ]}

เมื่อวันที่ 13 มกราคม 2555 มีรายงานว่าฮีเลียม-3ที่ใช้ในตู้เย็นเจือจางของPlanckหมดลงแล้ว และ HFI จะไม่สามารถใช้งานได้ภายในไม่กี่วัน^{[ 8 ]}ณ วันนั้นPlanckได้ทำการสแกน CMB ครบ 5 ครั้ง ซึ่งเกินเป้าหมายที่ตั้งไว้ 2 ครั้ง คาดว่า LFI (ระบายความร้อนด้วยฮีเลียม-4 ) จะยังคงใช้งานได้ต่อไปอีก 6-9 เดือน^{[ 8 ]}

โมดูลบริการทั่วไป(SVM) ได้รับการออกแบบและสร้างโดย Thales Alenia Space ใน โรงงาน ตูรินสำหรับทั้ง ภารกิจ หอดูดาวอวกาศเฮอร์เชลและ ภารกิจ พลังค์ซึ่งรวมเข้าเป็นโปรแกรมเดียว^{[ 2 ]}

ต้นทุนโดยรวมคาดว่าจะอยู่ที่700 ล้านยูโรสำหรับโครงการPlanck ^{[ 9 ]}และ1,100 ล้านยูโรสำหรับภารกิจHerschel ^{[ 10 ]}ตัวเลขทั้งสองนี้รวมถึงยานอวกาศและอุปกรณ์บรรทุกของภารกิจ ค่าใช้จ่ายในการปล่อยและภารกิจ (ร่วมกัน) และการดำเนินงานทางวิทยาศาสตร์

ในเชิงโครงสร้างแล้ว SVM ของHerschelและPlanckมีความคล้ายคลึงกันมาก ทั้งสอง SVM มีรูปทรงแปดเหลี่ยม และแต่ละแผงถูกออกแบบมาเพื่อรองรับชุดอุปกรณ์ที่สร้างความร้อนโดยเฉพาะ โดยคำนึงถึงข้อกำหนดในการระบายความร้อนของอุปกรณ์ต่างๆ เครื่องมือต่างๆ รวมถึงตัวยานอวกาศด้วย ในยานอวกาศทั้งสองลำนั้น ใช้การออกแบบร่วมกันสำหรับระบบอิเล็กทรอนิกส์การบินระบบควบคุมและวัดทิศทาง (ACMS) ระบบจัดการคำสั่งและข้อมูล (CDMS) ระบบพลังงาน และระบบติดตาม ส่งข้อมูลทางไกล และสั่งการ (TT&C) หน่วยทั้งหมดใน SVM นั้นมีการทำงานสำรอง

ใน ยานอวกาศแต่ละลำ ระบบพลังงานประกอบด้วยแผงโซลาร์เซลล์ ที่ใช้ เซลล์แสงอาทิตย์แบบสามชั้นแบตเตอรี่และหน่วยควบคุมพลังงาน (PCU) PCU ถูกออกแบบมาเพื่อเชื่อมต่อกับแผงโซลาร์เซลล์ 30 ส่วนในแต่ละชุด เพื่อให้ได้แรงดันไฟฟ้า 28 โวลต์ที่คงที่ กระจายพลังงานนี้ผ่านเอาต์พุตที่มีการป้องกัน และจัดการการชาร์จและการคายประจุของแบตเตอรี่

สำหรับดาวเทียมแพลงค์แผงโซลาร์เซลล์ทรงกลมจะติดตั้งอยู่ด้านล่างของดาวเทียม โดยหันหน้าเข้าหาดวงอาทิตย์เสมอขณะที่ดาวเทียมหมุนรอบแกนตั้งของมัน

หน้าที่นี้ดำเนินการโดยคอมพิวเตอร์ควบคุมทิศทาง (ACC) ซึ่งเป็นแพลตฟอร์มสำหรับระบบย่อยควบคุมและวัดทิศทาง (ACMS) โดยได้รับการออกแบบมาเพื่อตอบสนองความต้องการในการชี้เป้าและหมุนตำแหน่งของยานสำรวจ เฮอร์เชลและพลังค์

ดาวเทียมแพลงค์หมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วหนึ่งรอบต่อนาที โดยมีเป้าหมายเพื่อให้ความคลาดเคลื่อนในการชี้เป้าสัมบูรณ์น้อยกว่า 37 ลิปดา เนื่องจากแพลงค์ยังเป็นแพลตฟอร์มสำหรับการสำรวจด้วย จึงมีข้อกำหนดเพิ่มเติมคือ ความคลาดเคลื่อนในการชี้เป้าซ้ำต้องน้อยกว่า 2.5 ลิปดา ตลอดระยะเวลา 20 วัน

เซ็นเซอร์หลักที่ใช้ในการตรวจจับแนวสายตาในทั้งกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฮอร์เชลและแพลงค์คือ ตัว ติดตาม ดาว

ภาพเคลื่อนไหวแสดง วิถีโคจรของกล้องโทรทรรศน์อวกาศพลังค์

มุมมองขั้วโลก

มุมมองเส้นศูนย์สูตร

มองจากดวงอาทิตย์

   โลก ·   หอดูดาวพลังค์

ดาวเทียมถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศสำเร็จพร้อมกับหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชลในเวลา 13:12:02 UTC ของวันที่ 14 พฤษภาคม 2552 โดยใช้ จรวดส่งหนัก Ariane 5 ECAจากศูนย์อวกาศกีอานาการปล่อยครั้งนี้ทำให้ยานอวกาศโคจรเป็นวงรีมาก ( จุดใกล้โลก ที่สุด : 270 กม. [170 ไมล์], จุดไกลโลกที่สุด : มากกว่า 1,120,000 กม. [700,000 ไมล์]) ทำให้เข้าใกล้ จุดลากรางจ์ L2ของระบบโลก-ดวงอาทิตย์ ซึ่ง ห่างจากโลก 1,500,000 กิโลเมตร (930,000 ไมล์)

การดำเนินการเพื่อส่งPlanckเข้าสู่วงโคจรสุดท้ายรอบL สำเร็จลุล่วงด้วยดีในวันที่ 3 กรกฎาคม 2552 เมื่อเข้าสู่วงโคจร Lissajousที่มีรัศมี 400,000 กม. (250,000 ไมล์) รอบจุด Lagrangian L ^{[ 11 ]}อุณหภูมิของเครื่องมือความถี่สูงสูงถึงเพียงหนึ่งในสิบขององศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์ (0.1 K ) ในวันที่ 3 กรกฎาคม 2552 ทำให้ทั้งเครื่องมือความถี่ต่ำและความถี่สูงอยู่ในพารามิเตอร์การทำงานแบบไครโอเจนิก ทำให้Planckสามารถใช้งานได้อย่างเต็มที่^{[ 12 ]}

ในเดือนมกราคม พ.ศ. 2555 HFI หมดเชื้อเพลิงฮีเลียมเหลว ทำให้อุณหภูมิของตัวตรวจจับสูงขึ้นและทำให้ HFI ใช้การไม่ได้ LFI ยังคงถูกใช้งานต่อไปจนกระทั่งการปฏิบัติการทางวิทยาศาสตร์สิ้นสุดลงในวันที่ 3 ตุลาคม พ.ศ. 2556 ยานอวกาศทำการเคลื่อนที่ในวันที่ 9 ตุลาคม เพื่อเคลื่อนตัวออกจากโลกและ จุดL2 มัน ทำให้เข้าสู่วงโคจรเฮลิโอเซนทริกในขณะที่การปิดใช้งานอุปกรณ์บรรทุกเกิดขึ้นในวันที่ 19 ตุลาคมPlanckได้รับคำสั่งในวันที่ 21 ตุลาคม ให้ใช้เชื้อเพลิงที่เหลืออยู่จนหมด กิจกรรม พาสซิเวชันดำเนินการในภายหลัง รวมถึงการตัดการเชื่อมต่อแบตเตอรี่และการปิดใช้งานกลไกการป้องกัน^{[ 13 ]}คำสั่งปิดใช้งานขั้นสุดท้าย ซึ่งปิดเครื่องส่งสัญญาณของยานอวกาศ ถูกส่งไปยังPlanckในวันที่ 23 ตุลาคม พ.ศ. 2556 เวลา 12:10:27 UTC ^{[ 14 ]}

แพลงค์เริ่มทำการสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดครั้งแรกเมื่อวันที่ 13 สิงหาคม พ.ศ. 2552 ^{[ 16 ]}ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2552 องค์การอวกาศยุโรปได้ประกาศผลเบื้องต้นจากการสำรวจแสงครั้งแรกของแพลงค์ซึ่งดำเนินการเพื่อแสดงให้เห็นถึงความเสถียรของเครื่องมือและความสามารถในการปรับเทียบเครื่องมือในช่วงระยะเวลานาน ผลลัพธ์บ่งชี้ว่าคุณภาพของข้อมูลนั้นยอดเยี่ยม^{[ 17 ]}

เมื่อวันที่ 15 มกราคม 2010 ภารกิจได้รับการขยายเวลาออกไปอีก 12 เดือน โดยจะทำการสังเกตการณ์ต่อไปอย่างน้อยจนถึงสิ้นปี 2011 หลังจากการสำรวจครั้งแรกเสร็จสิ้นลงอย่างประสบความสำเร็จ ยานอวกาศได้เริ่มการสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดครั้งที่สองเมื่อวันที่ 14 กุมภาพันธ์ 2010 การสังเกตการณ์ครั้งสุดท้ายสำหรับการสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดครั้งที่สองเกิดขึ้นเมื่อวันที่ 28 พฤษภาคม 2010 ^{[ 11 ]}

ข้อมูลรายการชี้เป้าที่วางแผนไว้บางส่วนจากปี 2009 ได้รับการเผยแพร่สู่สาธารณะแล้ว พร้อมกับการแสดงภาพวิดีโอของท้องฟ้าที่สำรวจ^{[ 16 ]}

เมื่อวันที่ 17 มีนาคม พ.ศ. 2553 ภาพถ่าย Planck ชุดแรก ได้รับการเผยแพร่ ซึ่งแสดงให้เห็นความหนาแน่นของฝุ่นภายในระยะ 500 ปีแสงจากดวงอาทิตย์^{[ 18 ] [ 19 ]}

เมื่อวันที่ 5 กรกฎาคม พ.ศ. 2553 ภารกิจ Planckได้ส่งภาพท้องฟ้าทั้งหมดเป็นครั้งแรก^{[ 20 ]}

ผลงานทางวิทยาศาสตร์สาธารณะชิ้นแรกของPlanckคือ Early-Release Compact-Source Catalogue ซึ่งเผยแพร่ในระหว่างการประชุม Planck เดือนมกราคม 2011 ที่ปารีส^{[ 21 ] [ 22 ]}

เมื่อวันที่ 5 พฤษภาคม 2557 แผนที่สนามแม่เหล็กของกาแล็กซีที่สร้างขึ้นโดยใช้Planckได้รับการเผยแพร่^{[ 23 ]}

ทีม Planck และหัวหน้านักวิจัยNazzareno MandolesiและJean-Loup Puget ได้รับ รางวัล Gruber Prize สาขาจักรวาลวิทยาประจำปี 2018 ร่วมกัน^{[ 24 ]} Puget ยังได้รับรางวัลShaw Prizeสาขาดาราศาสตร์ ประจำปี 2018 อีกด้วย ^{[ 25 ]}รางวัล Cocconi Prizeประจำปี 2019 ของสมาคมฟิสิกส์แห่งยุโรปได้มอบให้แก่กลุ่มความร่วมมือ Planck (ร่วมกับกลุ่มความร่วมมือ WMAP ) ^{[ 26 ]}

เมื่อวันที่ 21 มีนาคม 2013 ทีมวิจัยที่นำโดยยุโรปซึ่งอยู่เบื้องหลัง ยานสำรวจจักรวาลวิทยา Planckได้เผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลของภารกิจนี้^{[ 27 ] [ 28 ]}แผนที่นี้ชี้ให้เห็นว่าจักรวาลมีอายุมากกว่าที่คิดเล็กน้อย: ตามแผนที่ ความผันผวนเล็กน้อยของอุณหภูมิถูกประทับไว้บนท้องฟ้าลึกเมื่อจักรวาลมีอายุประมาณ 370,000 ปี ร่องรอยสะท้อนถึงระลอกคลื่นที่เกิดขึ้นตั้งแต่ช่วงแรกของการดำรงอยู่ของจักรวาลในวินาทีแรกๆ (10 ⁻³⁰ ) มีทฤษฎีว่าระลอกคลื่นเหล่านี้ก่อให้เกิดเครือข่ายจักรวาล อันกว้างใหญ่ ของกระจุกกาแล็กซีและสสารมืดใน ปัจจุบัน การเผยแพร่ในปี 2013 พบความไม่สมมาตรในสถิติของ CMB เมื่อเทียบกับมุมมองบนท้องฟ้า โดยระบุว่า "พบความเบี่ยงเบนจากความสมมาตรและแสดงให้เห็นว่ามีความคงทนต่ออัลกอริทึมการแยกส่วนประกอบ การเลือกหน้ากาก และการพึ่งพาความถี่" ^{[ 29 ]}ซึ่งเป็นที่รู้จักกันทั่วไปในชื่อแกนแห่งความชั่วร้าย (จักรวาลวิทยา)ตามที่ทีมงานระบุ จักรวาลคือมีอายุ 13.798 ± 0.037พันล้านปี และประกอบด้วย4.82% ± 0.05%ของสารทั่วไปสสารมืด26.8% ± 0.4% และ พลังงานมืด69% ± 1% ^{[ 30 ] [ 31 ] [ 32 ]}ค่าคงที่ฮับเบิลยังถูกวัดได้อีกด้วย67.80 ± 0.77 (กม./วินาที)/ Mpc ^{[ 27 ] [ 30 ] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ]}

พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาจากผลลัพธ์ของ Planck ปี 2013 ^{[ 30 ] [ 32 ]}

พารามิเตอร์	เครื่องหมาย	แพลงค์เหมาะที่สุด	ขีด จำกัด 68% ของพลังค์	Planck + เลนส์เหมาะสมที่สุด	แพลงค์ +เลนส์จำกัด 68%	Planck + WPเหมาะสมที่สุด	แพลงค์ +WP ขีดจำกัด 68%	Planck +WP +HighL เหมาะสมที่สุด	Planck +WP +HighL ขีดจำกัด 68%	Planck +เลนส์+WP+highL เหมาะสมที่สุด	แพลงค์ +เลนส์+WP+highL ขีดจำกัด 68%	Planck +WP +highL+ BAOเหมาะสมที่สุด	แพลงค์ +WP +highL+BAO ขีดจำกัด 68%
ความหนาแน่นของแบริออน	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.022068	0.022 07 ± 0.000 33	0.022242	0.022 17 ± 0.000 33	0.022032	0.022 05 ± 0.000 28	0.022069	0.022 07 ± 0.000 27	0.022199	0.022 18 ± 0.000 26	0.022161	0.022 14 ± 0.000 24
ความหนาแน่นของสสารมืดเย็น	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.12029	0.1196 ± 0.0031	0.11805	0.1186 ± 0.0031	0.12038	0.1199 ± 0.0027	0.12025	0.1198 ± 0.0026	0.11847	0.1186 ± 0.0022	0.11889	0.1187 ± 0.0017
การประมาณค่า r / D 100 เท่า (CosmoMC)	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.04122	1.041 32 ± 0.000 68	1.04150	1.041 41 ± 0.000 67	1.04119	1.041 31 ± 0.000 63	1.04130	1.041 32 ± 0.000 63	1.04146	1.041 44 ± 0.000 61	1.04148	1.041 47 ± 0.000 56
ความลึกเชิงแสงของการกระเจิงของทอมสันเนื่องจากการแตกตัวเป็นไอออนใหม่	${\displaystyle \tau }$	0.0925	0.097 ± 0.038	0.0949	0.089 ± 0.032	0.0925	0.089+0.012 −0.014	0.0927	0.091+0.013 −0.014	0.0943	0.090+0.013 −0.014	0.0952	0.092 ± 0.013
สเปกตรัมกำลังของการรบกวนความโค้ง	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3.098	3.103 ± 0.072	3.098	3.085 ± 0.057	3.0980	3.089+0.024 −0.027	3.0959	3.090 ± 0.025	3.0947	3.087 ± 0.024	3.0973	3.091 ± 0.025
ดัชนีสเปกตรัมสเกลาร์	${\displaystyle n_{s}}$	0.9624	0.9616 ± 0.0094	0.9675	0.9635 ± 0.0094	0.9619	0.9603 ± 0.0073	0.9582	0.9585 ± 0.0070	0.9624	0.9614 ± 0.0063	0.9611	0.9608 ± 0.0054
ค่าคงที่ของฮับเบิล (กม. เมกะพาร์เซก1วินาที1 )	${\displaystyle H_{0}}$	67.11	67.4 ± 1.4	68.14	67.9 ± 1.5	67.04	67.3 ± 1.2	67.15	67.3 ± 1.2	67.94	67.9 ± 1.0	67.77	67.80 ± 0.77
ความหนาแน่นของพลังงานมืด	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0.6825	0.686 ± 0.020	0.6964	0.693 ± 0.019	0.6817	0.685+0.018 −0.016	0.6830	0.685+0.017 −0.016	0.6939	0.693 ± 0.013	0.6914	0.692 ± 0.010
ความผันผวนของความหนาแน่นที่ 8h −1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0.8344	0.834 ± 0.027	0.8285	0.823 ± 0.018	0.8347	0.829 ± 0.012	0.8322	0.828 ± 0.012	0.8271	0.8233 ± 0.0097	0.8288	0.826 ± 0.012
การเลื่อนไปทางแดงของการเกิดไอออนใหม่	${\displaystyle z_{re}}$	11.35	11.4+4.0 −2.8	11.45	10.8+3.1 −2.5	11.37	11.1 ± 1.1	11.38	11.1 ± 1.1	11.42	11.1 ± 1.1	11.52	11.3 ± 1.1
อายุของจักรวาล (ไจ)	${\displaystyle t_{0}}$	13.819	13.813 ± 0.058	13.784	13.796 ± 0.058	13.8242	13.817 ± 0.048	13.8170	13.813 ± 0.047	13.7914	13.794 ± 0.044	13.7965	13.798 ± 0.037
มาตราส่วนเชิงมุม 100 เท่าของขอบฟ้าเสียงที่การกระเจิงครั้งสุดท้าย	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1.04139	1.041 48 ± 0.000 66	1.04164	1.041 56 ± 0.000 66	1.04136	1.041 47 ± 0.000 62	1.04146	1.041 48 ± 0.000 62	1.04161	1.041 59 ± 0.000 60	1.04163	1.041 62 ± 0.000 56
ขนาดร่วมเคลื่อนที่ของขอบฟ้าเสียงที่ z = z	${\displaystyle r_{drag}}$	147.34	147.53 ± 0.64	147.74	147.70 ± 0.63	147.36	147.49 ± 0.59	147.35	147.47 ± 0.59	147.68	147.67 ± 0.50	147.611	147.68 ± 0.45

ผลการวิเคราะห์ ภารกิจทั้งหมด ของPlanckได้รับการเผยแพร่ต่อสาธารณะเมื่อวันที่ 1 ธันวาคม 2014 ในการประชุมที่เมืองเฟอร์ราราประเทศอิตาลี^{[ 36 ]}เอกสารชุดเต็มที่ระบุรายละเอียดผลลัพธ์ของภารกิจได้รับการเผยแพร่ในเดือนกุมภาพันธ์ 2015 ^{[ 37 ]}ผลลัพธ์บางส่วนได้แก่:

• ผลลัพธ์ที่ได้มีความสอดคล้องกับผลการศึกษาของ WMAP ในครั้งก่อนๆ มากขึ้น ในด้านพารามิเตอร์ต่างๆ เช่น ความหนาแน่นและการกระจายตัวของสสารในเอกภพ รวมถึงได้ผลลัพธ์ที่แม่นยำยิ่งขึ้นและมีข้อผิดพลาดน้อยลง
• การยืนยันว่าเอกภพมีสสารมืดอยู่ 26% ผลลัพธ์เหล่านี้ยังก่อให้เกิดคำถามที่เกี่ยวข้องกับการที่โพซิตรอนมีปริมาณมากกว่าอิเล็กตรอนซึ่งตรวจพบโดย เครื่องวัดสนาม แม่เหล็กอัลฟา (Alpha Magnetic Spectrometer ) ซึ่งเป็นการทดลองบนสถานีอวกาศนานาชาติงานวิจัยก่อนหน้านี้เสนอว่าโพซิตรอนอาจเกิดขึ้นจากการชนกันของอนุภาคสสารมืด ซึ่งจะเกิดขึ้นได้ก็ต่อเมื่อความน่าจะเป็นของการชนกันของสสารมืดในปัจจุบันสูงกว่าในยุคเริ่มต้นของเอกภพอย่างมีนัยสำคัญ ข้อมูล จากดาวเทียมแพลงค์ชี้ให้เห็นว่าความน่าจะเป็นของการชนกันดังกล่าวจะต้องคงที่ตลอดเวลาเพื่ออธิบายโครงสร้างของเอกภพ ซึ่งเป็นการหักล้างทฤษฎีก่อนหน้านี้
• การตรวจสอบความถูกต้องของแบบจำลองเงินเฟ้อ ที่ง่ายที่สุด จึงเป็นการสนับสนุนแบบจำลอง Lambda-CDM ให้แข็งแกร่งยิ่งขึ้น
• มีความเป็นไปได้ว่า นิวตริโนมีอยู่เพียงสามประเภทเท่านั้นโดยนิวตริโนประเภทที่สี่ที่เสนอขึ้นมาซึ่งเรียกว่านิวตริโนปลอดปฏิกิริยานั้นไม่น่าจะมีอยู่จริง

นักวิทยาศาสตร์โครงการยังทำงานร่วมกับ นักวิทยาศาสตร์ BICEP2เพื่อเผยแพร่ผลงานวิจัยร่วมกันในปี 2558 เพื่อตอบคำถามว่าสัญญาณที่ตรวจพบโดย BICEP2 เป็นหลักฐานของคลื่นแรงโน้มถ่วง ดั้งเดิม หรือเป็นเพียงเสียงรบกวนพื้นหลังจากฝุ่นในกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 36 ]}ผลลัพธ์ของพวกเขาชี้ให้เห็นถึงอย่างหลัง^{[ 38 ]}

พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาจากผลลัพธ์ของPlanck ปี 2015 ^{[ 37 ] [ 39 ]}

พารามิเตอร์	เครื่องหมาย	TT+lowP ขีดจำกัด 68%	TT+lowP +เลนส์68% จำกัด	TT+lowP +lensing+ext ขีดจำกัด 68%	TT,TE,EE+lowP ขีดจำกัด 68%	TT,TE,EE+lowP +เลนส์68% จำกัด	TT,TE,EE+lowP +lensing+ext ขีดจำกัด 68%
ความหนาแน่นของแบริออน	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.022 22 ± 0.000 23	0.022 26 ± 0.000 23	0.022 27 ± 0.000 20	0.022 25 ± 0.000 16	0.022 26 ± 0.000 16	0.022 30 ± 0.000 14
ความหนาแน่นของสสารมืดเย็น	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.1197 ± 0.0022	0.1186 ± 0.0020	0.1184 ± 0.0012	0.1198 ± 0.0015	0.1193 ± 0.0014	0.1188 ± 0.0010
การประมาณค่า r / D 100 เท่า (CosmoMC)	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.040 85 ± 0.000 47	1.041 03 ± 0.000 46	1.041 06 ± 0.000 41	1.040 77 ± 0.000 32	1.040 87 ± 0.000 32	1.040 93 ± 0.000 30
ความลึกเชิงแสงของการกระเจิงของทอมสันเนื่องจากการแตกตัวเป็นไอออนใหม่	${\displaystyle \tau }$	0.078 ± 0.019	0.066 ± 0.016	0.067 ± 0.013	0.079 ± 0.017	0.063 ± 0.014	0.066 ± 0.012
สเปกตรัมกำลังของการรบกวนความโค้ง	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3.089 ± 0.036	3.062 ± 0.029	3.064 ± 0.024	3.094 ± 0.034	3.059 ± 0.025	3.064 ± 0.023
ดัชนีสเปกตรัมสเกลาร์	${\displaystyle n_{s}}$	0.9655 ± 0.0062	0.9677 ± 0.0060	0.9681 ± 0.0044	0.9645 ± 0.0049	0.9653 ± 0.0048	0.9667 ± 0.0040
ค่าคงที่ของฮับเบิล (กม. เมกะพาร์เซก1วินาที1 )	${\displaystyle H_{0}}$	67.31 ± 0.96	67.81 ± 0.92	67.90 ± 0.55	67.27 ± 0.66	67.51 ± 0.64	67.74 ± 0.46
ความหนาแน่นของพลังงานมืด	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0.685 ± 0.013	0.692 ± 0.012	0.6935 ± 0.0072	0.6844 ± 0.0091	0.6879 ± 0.0087	0.6911 ± 0.0062
ความหนาแน่นของสสาร	${\displaystyle \Omega _{m}}$	0.315 ± 0.013	0.308 ± 0.012	0.3065 ± 0.0072	0.3156 ± 0.0091	0.3121 ± 0.0087	0.3089 ± 0.0062
ความผันผวนของความหนาแน่นที่ 8h −1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0.829 ± 0.014	0.8149 ± 0.0093	0.8154 ± 0.0090	0.831 ± 0.013	0.8150 ± 0.0087	0.8159 ± 0.0086
การเลื่อนไปทางแดงของการเกิดไอออนใหม่	${\displaystyle z_{re}}$	9.9+1.8 −1.6	8.8+1.7 −1.4	8.9+1.3 −1.2	10.0+1.7 −1.5	8.5+1.4 −1.2	8.8+1.2 −1.1
อายุของจักรวาล (ไจ)	${\displaystyle t_{0}}$	13.813 ± 0.038	13.799 ± 0.038	13.796 ± 0.029	13.813 ± 0.026	13.807 ± 0.026	13.799 ± 0.021
การเลื่อนไปทางแดงที่จุดแยกตัว	${\displaystyle z_{*}}$	1 090 .09 ± 0.42	1 089 .94 ± 0.42	1 089 .90 ± 0.30	1 090 .06 ± 0.30	1 090 .00 ± 0.29	1 089 .90 ± 0.23
ขนาดร่วมเคลื่อนที่ของขอบฟ้าเสียงที่ z = z	${\displaystyle r_{*}}$	144.61 ± 0.49	144.89 ± 0.44	144.93 ± 0.30	144.57 ± 0.32	144.71 ± 0.31	144.81 ± 0.24
มาตราส่วนเชิงมุม 100 เท่าของขอบฟ้าเสียงที่การกระเจิงครั้งสุดท้าย	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1.041 05 ± 0.000 46	1.041 22 ± 0.000 45	1.041 26 ± 0.000 41	1.040 96 ± 0.000 32	1.041 06 ± 0.000 31	1.041 12 ± 0.000 29
ค่าเรดชิฟต์ที่มีความหนาแน่นเชิงแสงแบบแบริออนดราก = 1	${\displaystyle z_{drag}}$	1 059 .57 ± 0.46	1 059 .57 ± 0.47	1 059 .60 ± 0.44	1 059 .65 ± 0.31	1 059 .62 ± 0.31	1 059 .68 ± 0.29
ขนาดร่วมเคลื่อนที่ของขอบฟ้าเสียงที่ z = z	${\displaystyle r_{drag}}$	147.33 ± 0.49	147.60 ± 0.43	147.63 ± 0.32	147.27 ± 0.31	147.41 ± 0.30	147.50 ± 0.24
ตำนาน	ขีดจำกัด 68% : ขีดจำกัดความเชื่อมั่น 68% สำหรับพารามิเตอร์ของ แบบจำลอง ΛCDMพื้นฐาน TT, TE, EE : สเปกตรัมกำลังของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) จากดาวเทียมแพลงค์ โดยที่ TT แทนสเปกตรัมกำลังของอุณหภูมิ TE คือสเปกตรัมร่วมระหว่างอุณหภูมิและโพลาไรเซชัน และ EE คือสเปกตรัมกำลังของโพลาไรเซชัน lowP : ข้อมูล โพลาไรเซชันของ Planck ในความน่าจะเป็นต่ำ ℓ การเลนส์ : การสร้างภาพเลนส์ CMB ขึ้นใหม่ ext : ข้อมูลภายนอก (BAO+JLA+H0) BAO: การสั่นของคลื่นเสียงแบริออน , JLA: การวิเคราะห์ เส้นโค้งแสง ร่วม (ของซูเปอร์โนวา), H0: ค่าคงที่ฮับเบิล

พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาจากผลลัพธ์ของPlanck ปี 2018 ^{[ 40 ] [ 41 ]}

พารามิเตอร์	เครื่องหมาย	TT+lowE ขีดจำกัด 68%	TE+lowE ขีดจำกัด 68%	EE+lowE ขีดจำกัด 68%	TT,TE,EE+lowE ขีดจำกัด 68%	TT,TE,EE+lowE +เลนส์68% จำกัด	TT,TE,EE+lowE +lensing+BAO ขีดจำกัด 68%
ความหนาแน่นของแบริออน	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.02212±0.00022	0.02249±0.00025	0.0240±0.0012	0.02236±0.00015	0.02237±0.00015	0.02242±0.00014
ความหนาแน่นของสสารมืดเย็น	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.1206±0.0021	0.1177±0.0020	0.1158±0.0046	0.1202±0.0014	0.1200±0.0012	0.11933±0.00091
การประมาณค่า r / D 100 เท่า (CosmoMC)	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.04077±0.00047	1.04139±0.00049	1.03999±0.00089	1.04090±0.00031	1.04092±0.00031	1.04101±0.00029
ความลึกเชิงแสงของการกระเจิงของทอมสันเนื่องจากการแตกตัวเป็นไอออนใหม่	${\displaystyle \tau }$	0.0522±0.0080	0.0496±0.0085	0.0527±0.0090	0.0544+0.0070 −0.0081	0.0544±0.0073	0.0561±0.0071
สเปกตรัมกำลังของการรบกวนความโค้ง	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3.040±0.016	3.018+0.020 −0.018	3.052±0.022	3.045±0.016	3.044±0.014	3.047±0.014
ดัชนีสเปกตรัมสเกลาร์	${\displaystyle n_{s}}$	0.9626±0.0057	0.967±0.011	0.980±0.015	0.9649±0.0044	0.9649±0.0042	0.9665±0.0038
ค่าคงที่ของฮับเบิล (กม. s⁻¹ Mpc⁻¹ )	${\displaystyle H_{0}}$	66.88±0.92	68.44±0.91	69.9±2.7	67.27±0.60	67.36±0.54	67.66±0.42
ความหนาแน่นของพลังงานมืด	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0.679±0.013	0.699±0.012	0.711+0.033 −0.026	0.6834±0.0084	0.6847±0.0073	0.6889±0.0056
ความหนาแน่นของสสาร	${\displaystyle \Omega _{m}}$	0.321±0.013	0.301±0.012	0.289+0.026 −0.033	0.3166±0.0084	0.3153±0.0073	0.3111±0.0056
ความผันผวนของความหนาแน่นที่ 8h −1 Mpc	S = ( /0.3) 0.5${\displaystyle \sigma _{8}}$${\displaystyle \Omega _{m}}$	0.840±0.024	0.794±0.024	0.781+0.052 −0.060	0.834±0.016	0.832±0.013	0.825±0.011
การเลื่อนไปทางแดงของการเกิดไอออนใหม่	${\displaystyle z_{re}}$	7.50±0.82	7.11+0.91 −0.75	7.10+0.87 −0.73	7.68±0.79	7.67±0.73	7.82±0.71
อายุของจักรวาล (ไจ)	${\displaystyle t_{0}}$	13.830±0.037	13.761±0.038	13.64+0.16 −0.14	13.800±0.024	13.797±0.023	13.787±0.020
การเลื่อนไปทางแดงที่จุดแยกตัว	${\displaystyle z_{*}}$	1090.30±0.41	1089.57±0.42	1 087 .8+1.6 −1.7	1089.95±0.27	1089.92±0.25	1089.80±0.21
ขนาดร่วมเคลื่อนที่ของขอบฟ้าเสียงที่ z = z (Mpc)	${\displaystyle r_{*}}$	144.46±0.48	144.95±0.48	144.29±0.64	144.39±0.30	144.43±0.26	144.57±0.22
มาตราส่วนเชิงมุม 100 เท่าของขอบฟ้าเสียงที่การกระเจิงครั้งสุดท้าย	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1.04097±0.00046	1.04156±0.00049	1.04001±0.00086	1.04109±0.00030	1.04110±0.00031	1.04119±0.00029
ค่าเรดชิฟต์ที่มีความหนาแน่นเชิงแสงแบบแบริออนดราก = 1	${\displaystyle z_{drag}}$	1059.39±0.46	1060.03±0.54	1063.2±2.4	1059.93±0.30	1059.94±0.30	1060.01±0.29
ขนาดร่วมเคลื่อนที่ของขอบฟ้าเสียงที่ z = z	${\displaystyle r_{drag}}$	147.21±0.48	147.59±0.49	146.46±0.70	147.05±0.30	147.09±0.26	147.21±0.23
ตำนาน	ขีดจำกัด 68% : ขีดจำกัดความเชื่อมั่น 68% สำหรับพารามิเตอร์ของ แบบจำลอง ΛCDMพื้นฐาน TT, TE, EE : สเปกตรัมกำลังของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) จากดาวเทียมแพลงค์ โดยที่ TT แทนสเปกตรัมกำลังของอุณหภูมิ TE คือสเปกตรัมร่วมระหว่างอุณหภูมิและโพลาไรเซชัน และ EE คือสเปกตรัมกำลังของโพลาไรเซชัน lowP : ข้อมูล โพลาไรเซชันของ Planck ในความน่าจะเป็นต่ำ ℓ การเลนส์ : การสร้างภาพเลนส์ CMB ขึ้นใหม่ ext : ข้อมูลภายนอก (BAO+JLA+H0) BAO: การสั่นของคลื่นเสียงแบริออน , JLA: การวิเคราะห์ เส้นโค้งแสง ร่วม (ของซูเปอร์โนวา), H0: ค่าคงที่ฮับเบิล

• ดัสต์พีเดีย
• โมเดล Lambda-CDM
• รายชื่อซอฟต์แวร์คำนวณทางจักรวาลวิทยา
• จักรวาลวิทยาเชิงสังเกต
• จักรวาลวิทยาเชิงฟิสิกส์
• รังสีเทราเฮิร์ตซ์

• Dambeck, Thorsten (พฤษภาคม 2009). "Planck เตรียมพร้อมวิเคราะห์บิ๊กแบง". Sky & Telescope . 117 (5): 24– 28. Bibcode : 2009S&T...117e..24D . OCLC  318973848 .

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับยานอวกาศแพลงค์

• อีเอสเอ
  • เว็บไซต์ภารกิจแพลงค์
  • เว็บไซต์วิทยาศาสตร์ของ Planck
  • เว็บไซต์การดำเนินงานของ Planck
  • เว็บไซต์ผลลัพธ์ทางวิทยาศาสตร์ของ Planck
• นาซ่า
  • เว็บไซต์ภารกิจแพลงค์
  • คลังข้อมูลดาวเทียมแพลงค์ของ NASA/IPAC