Start von Cape Canaveral (KSC) und Landung auf der Edwards AFB, Runway 22.

Damit die wissenschaftlichen Experimente rund um die Uhr betreut werden konnten, wurde die Besatzung in zwei 12-Stunden-Schichten aufgeteilt. Dem roten Team gehörten Stephen Oswald, William Gregory, John Grunsfeld und Ronald Parise an. Das blaue Team wurde aus Wendy Lawrence, Tamara Jernigan und Samuel Durrance gebildet.

Unter der Bezeichnung ASTRO-2 flog die Endeavour zu einer Ultraviolett-Astronomie-Mission mit einer Dauer von über 16 Tagen. Für die Beobachtung von Galaxien, Sternen, Doppelsternen, weißen Zwergen und anderer Objekte des Universums befanden sich diese drei Ultraviolett-Teleskope an Bord:

"Hopkins Ultraviolet Telescope" (HUT): Höchste Priorität für HUT war die Suche nach intergalaktischem Helium, von dem die Astronomen annehmen, dass es ein Überbleibsel des Urknalls vor etwa 10 bis 20 Milliarden Jahren ist.
HUT arbeitete in einem Wellenlängenbereich des elektromagnetischen Spektrums (83 bis 186 nm), der kürzer ist als der des HST und des IUE und länger als der des EUVE ist. Es war somit ein Bereich, der bisher von anderen Teleskopen noch nicht untersucht worden war. Das UV-Licht der Zielobjekte wird durch einen 90-cm-Spiegel am Ende des Teleskops eingefangen und zum Spektrografen in der Mitte des Teleskops reflektiert. Dort wird es ähnlich wie bei einem Prisma in seine Spektralfarben zerlegt. Die Astronomen können dann in diesen Spektren z.B. die Helligkeit pro Wellenlänge messen. Durch die Analyse der Helligkeitsveränderungen quer durch die Wellenlängen können die Astronomen feststellen, welche Elemente in welcher Menge vorhanden sind, welche Temperatur und Dichte das beobachtete Himmelsobjekt hat. Dies lässt Rückschlüsse über die physikalischen Prozesse im oder in der Nähe des Himmelsobjekts zu.
Das HUT war 3,7 Meter lang, hatte einen Durchmesser von 1,1 Meter und eine Masse von 789 Kilogramm. Entwickelt und gebaut wurde das HUT von Astrophysikern und Ingenieuren der John Hopkins University und dessen Applied Physics Laboratory in Laurel / Maryland.

Mit dem "Ultraviolet Imaging Telescope" (UIT) wurden "Weitwinkel"-Aufnahmen von ausgesuchten Himmelsobjekten gemacht. Obwohl nur 2/3 Grad Sichtfeld zur Verfügung stand, war die aufgenommene Fläche trotzdem größer als die des Vollmondes. Sie war damit 250 Mal größer als die der Wide Field/Planetary Camera an Bord des HST, obwohl die Auflösung und Empfindlichkeit geringer waren. Die Störung des sichtbaren Lichts wurde durch spezielle Sensoren erheblich reduziert. Da die meisten Himmelkörper ihren größten Teil im sichtbaren Licht aussenden, sind sie auf UV-Aufnahmen kaum zu sehen. Dafür werden heiße Sterne, die Arme entfernter Galaxien und der Staub wischen den Sternen besser sichtbar.
Das UIT war eine Kombination von Teleskop, Bildverstärker und einer Kamera. Im Gegensatz zu den beiden anderen an Bord befindlichen Teleskopen, die ihre Daten direkt zur Bodenstation übermittelten, wurden die Aufnahmen des UIT auf einem hochempfindlichen astronomischen Film gemacht. Dieser wurde erst nach dem Ende des Fluges entwickelt und von den Wissenschaftlern analysiert.
Beim UIT wurde das UV-Licht vom in der Mitte des Teleskops befindlichen Hauptspiegel zu einem Zweitspiegel am Eingang des Teleskops reflektiert. Dieser Zweitspiegel war mit einem "image motion compensation system" verbunden, das die Bewegungen des Space Shuttle kompensierte und unscharfe Aufnahmen vermied. Das vom Zweitspiegel reflektierte UV-Licht wurde die Filter - es konnten sechs unterschiedliche Filter ausgewählt werden - gelenkt. Mit diesem Verfahren konnten bestimmte Wellenlängen herausgefiltert werden. Durch den Vergleich von mit unterschiedlichen Filtern gefertigten Aufnahmen können die Astronomen die Temperatur und die Helligkeit der aufgenommenen Objekte bestimmen. Anschließend führte der Weg des UV-Lichts in eines der beiden Verstärker/Filmtransportgeräte. Die Verstärker setzten die UV-Signale auch so um, dass diese auf einem normalen astronomischen Film aufgenommen werden konnten.
Das UIT war 3,7 Meter lang, hatte einen Durchmesser von 81 Zentimetern und wog 474 Kilogramm. Entwickelt wurde das Gerät vom NASA Goddard Space Center in Greenbelt / Maryland.

Mit dem dritten Teleskop, dem "Wisconsin Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment" (WUPPE), wurde die Polarisation und die Intensität der ultravioletten Strahlung von Himmelkörpern gemessen. WUPPE arbeitete in einem Bereich zwischen 140 und 320 nm, der vom HST nicht beobachtet werden kann.
Kernstück des Geräts war ein Cassegrain-Teleskop, bei dem das einfallende Licht auf dem Hauptspiegel am Ende des Teleskops gesammelt und auf einen Zweitspiegel am Anfang des Teleskops reflektiert wird. Dort wird es wieder zum Hauptspiegel umgelenkt, wo es durch eine Öffnung in der Mitte des Hauptspiegels das Teleskop verlässt. An dieser Stelle befand sich ein Spektrograf, der die Lichtstrahlen in die jeweiligen Wellenlängen zerlegte. Das entstandene Spektrum wurde dann durch ein Prisma in zwei Spektren zerlegt, die senkrecht aufeinander standen. Die Astronomen konnten später die Polarisation des UV-Lichtes als Funktion der Wellenlänge studieren. Die Wissenschaftler hofften, Informationen über die Natur der interstellaren Materie zu gewinnen.
WUPPE war 3,7 Meter lang, hatte einen Durchmesser von 70 Zentimeter und wog 446 Kilogramm. Der Hauptspiegel hatte einen Durchmesser von 50 Zentimetern. Das Gerät wurde am Wisconsin-Madison Space Astronomy Laboratory der Wisconsin University gebaut.

Die drei Teleskope von ASTRO-2 waren parallel auf dem von der Firma Dornier entwickelten und gebauten "Instrument Pointing System" (IPS) montiert. Die Teleskope und das IPS waren zusammen auf zwei Spacelab-Paletten befestigt. Das IPS-System war bereits bei STS-51F und STS-35 eingesetzt worden. Es sollte dafür sorgen, dass die Teleskope gemeinsam auf ihre Zielobjekte ausgerichtet und nachgeführt werden.

Die Wissenschaftler hatten vor Beginn der Mission eine lange Liste von zu beobachteten Himmelsobjekten zusammengestellt. Einige Objekte waren jedoch von besonderem Interesse, sodass die Forschungsergebnisse von den Astronomen und Astrophysikern mit Spannung erwartet wurden.

Der Doppelstern AX Persei besteht aus einem roten und einem blauen Stern. Hierbei handelt es sich um Sterne mit sehr unterschiedlichen Temperaturen. Es wird angenommen, dass Gas von einem großen, kühlen Stern zum kleineren, aber massiveren Stern übertragen wird. Da über den Gasaustausch wenig bekannt war, wollten die Astronomen diese Vorgänge besser verstehen.

Zu den Beobachtungsobjekten gehörten auch die sogenannten Wolf-Rayet-Sterne. Die Astronomen vermuten, dass sich diese Sterne am Ende ihrer Entwicklung befinden. Sie sind zwischen 100.000 und 1.000.000 Mal heller als unsere Sonne und haben starke Sternenwinde, die den Alterungsprozess noch beschleunigen. Die Zusammensetzung dieses Sternwindes war von besonderem Interesse, weil er alle Elemente zur Entstehung des Lebens enthält.

Auf dem Jupitermond Io war kurz vor der Mission ASTRO-2 vulkanische Aktivität verzeichnet worden. Durch die aktiven Vulkane wird Materie vom Jupitermond weggeschleudert, sodass eine Wolke aus Schwefel- und Sauerstoffplasma rund um den Jupiter entsteht. Die Wissenschaftler wollten herausfinden, ob durch die vulkanischen Aktivitäten mehr Ionen erzeugt wurden und dadurch zu einer helleren Aurora geführt haben oder ob das Sonnenlicht dafür verantwortlich ist.

Die Form interstellarer Partikel sollte anhand des Reflexionsnebels NCG 7023 untersucht werden. Außerdem wollten die Astronomen wissen, wie aus solchen Partikeln neue Sterne entstehen. Wenn der Nebel im UV-Bereich ebenso hoch polarisiert ist wie das im sichtbaren Bereich des Lichtes der Fall ist, könnten daraus möglicherweise Rückschlüsse über Form und Zusammensetzung der Partikel gemacht werden.

Ein spezielle Galaxietyp sind die sogenannten Seyfert-Galaxien. Diese haben extrem helle und dichte Kerne, um die sich Gaswolken mit mehreren tausend Kilometern pro Sekunde bewegen. Astronomen gehen davon aus, dass nur "Schwarze Löcher" so viel Energie zu erzeugen, wie von diesen Objekten abgegeben wird.

Weiße Zwerge wie z.B. GD394 haben viel stärkere Magnetfelder als sie in Labors auf der Erde erzeugt werden können. Die Astronomen wollten daher an diesen Himmelsobjekten den Einfluss starker Magnetfelder auf die Strahlung erforschen, dadurch solche Prozesse auch das Licht polarisiert wird.

Das System AM Herculis besteht aus einem weißen Zwerg und einem normalen Begleitstern mit weniger Materie. Da beide Sterne sich sehr eng umkreisen, wird Materie vom normalen Stern zum weißen Zwerg transferiert. Auf seinem spiralförmigen Weg wird das Material erhitzt und strahlt sehr stark im UV-Bereich.

Nova Centauri 1995 ist das Ergebnis eines großen, roten Riesen, der sein Material zu einem Begleitstern, einem dichten weißen Zwerg transferiert. Nach etwa 1000 Jahren oder mehr erreicht das Material auf dem weißen Zwerg sehr hohe Temperaturen unter sehr hohem Druck. Dies löste eine thermonukleare Explosion aus, die zu der Nova führte.

Beobachtet wurden auch die Seyfert-Galaxien Markarian 279 und NGC 3516. Diese beiden Objekte geben ihre Energie in unterschiedlichen Wellenlängen ab. Durch parallele Beobachtung mit den Instrumenten von ASTRO-2 und dem japanischen Röntgensatelliten ASCA wollten die Astronomen verstehen lernen, wie Energie vom Kern in die angrenzenden Regionen übertragen wird.

Die Supernova 1006, die im Jahre 1006 explodierte, hat eine Schockwelle erzeugt, die sich mit etwa 2000 km/h bewegt. Im Gegensatz dazu hat der Supernovarest Puppis A nur eine Geschwindigkeit von 150 bis 200 km/h. Vergleiche der UV-Aufnahmen mit solchen im sichtbaren Licht sollten den Astronomen helfen, die Physik solcher Schockwellen besser zu verstehen.

Zu den besonders wichtigen Zielen der Mission ASTRO-2 gehörte der Versuch, vom Urknall übriggebliebenes Helium nachzuweisen. Tatsächlich wurde im Spektrum des Quasars HS 1700+64 Helium eindeutig nachgewiesen. Das direkt bei Urknall entstandene Wasserstoff- und Heliumgas wurde nicht ganz für die Bildung von Sternen benötigt - davon geht die Theorie aus. Mit dem Nachweis von Helium aus dem Urknall wurde das Hauptziel der Mission erreicht.

Im Mitteldeck flogen folgende Experimente: "Protein Crystal Growth Thermal Enclosure System Vapor Diffusion Apparatus-03" Experiment (PCG-TES-03), "Protein Crystal Growth Single Thermal Enclosure System-02" (PCG-STES-02), "Shuttle Amateur Radio Experiment-II" (SAREX-II), "Middeck Active Control Experiment" (MACE), "Commercial Materials Dispersion Apparatus Instrumentation Technology Associates Experiments-03" (CMIX-03) und "Midcourse Space Experiment" (MSX).

Die Missionsdauer musste um einen Tag wegen schlechten Wetters (niedrige Wolken und Gewitterfronten) in Florida zunächst um einen Tag verlängert und schließlich doch zur Edwards AFB umgeleitet werden, sodass es der bis dahin längste Flug eines Space Shuttles wurde.

STS-67 war von Anfang an mit mehr als 12 Tagen Dauer geplant. Um so lange Missionszeiten zu erreichen, sind die normalen Systeme eines Space Shuttles nicht ausgelegt. Deshalb entschied sich die NASA dafür, den sogenannten "Extended Duration Orbiter" (EDO) zu entwickeln. Um einen Orbiter für längere Flüge umzurüsten, waren interne Änderungen und die Installation der EDO-Palette in der Nutzlastbucht erforderlich. Mit ihr kann eine Missionsdauer von bis zu 16 Tagen zuzüglich zwei Ausweichtagen erreicht werden. Der Unterschied zwischen einem normalen Orbiter und einem EDO besteht im Wesentlichen aus zusätzlichen Wasserstoff- und Sauerstofftanks, die auf der EDO-Palette montiert sind, und zusätzlichen Systemen zum Luftreinigungs- und Abfallsystem. Die EDO-Palette wiegt etwa 1.575 kg, hat einen Durchmesser von ungefähr 4,5 Metern und wird am hinteren Ende der Nutzlastbucht montiert.