Planck osserverà tutto il cielo a 9 frequenze fra 30 e 857 GHz (cioè fra 1 cm e 0.35 mm) e realizzerà le prime mappe complete del cielo in questo intervallo di lunghezze d’onda con risoluzione compresa fra 0.5 gradi e qualche minuto d’arco. È ovvio che, dovendo separare i segnali astrofisici dal segnale di fondo cosmico a microonde (CMB) (si veda sezione 5.1) Planck consentirà anche di studiare le varie sorgenti di emissione prodotte nella nostra galassia e in quelle distanti.

In particolare consentirà di studiare le emissioni diffuse galattiche: quella di sincrotrone dovuta agli elettroni in moto nel campo magnetico della nostra galassia, quella cosiddetta di “frenamento” dovuta all’emissione degli elettroni in mezzo agli atomi ionizzati, e quella emessa dai grani di polvere galattica. Le prime due emissioni si studieranno in particolare con LFI e la terza in particolare con HFI (si veda il sito di HFI), essendo più importanti rispettivamente alle frequenze più basse o più alte fra quelle osservate da Planck. Osserverà anche le regioni delle stelle in formazione, le stelle evolute e i loro resti, e consentirà si sviluppare un vero e proprio modello fisico tridimensionale della nostra galassia e delle sue proprietà fisiche.

Planck osserverà decine di migliaia di galassie esterne combinando le misure dei suoi due strumenti. Queste, insieme a quelle ottenute con i radiotelescopi e con i telescopi infrarossi, ottici, ultravioletti, e i satelliti X e gamma (molti dei quali osserveranno queste galassie proprio in simultanea con Planck), consentiranno di studiare i processi di emissione nelle galassie esterne a tutte le lunghezze d’onda e di comprendere sempre meglio i processi fisici ed evolutivi che operano nei vari tipi di galassie.

Planck scoprirà anche qualche migliaio di ammassi di galassie distribuiti su tutto il cielo tramite il cosiddetto effetto Sunyaev-Zel’dovich, ovvero il fatto che gli elettroni caldi presenti negli ammassi di galassie “riscaldano” le particelle di luce (i fotoni) del CMB che passano attraverso di essi provocando così delle piccole “distorsioni” nel segnale del CMB proprio nelle direzioni degli ammassi. Questi verranno poi osservati in dettaglio con osservatori a più alta risoluzione e a molte frequenze per comprendere la fisica delle galassie, del gas diffuso e della fantomatica materia oscura che essi contengono.