Межзвёздное магни'тное по'ле , одна из составляющих межзвёздной среды . Напряжённость и структура М. м. п. может быть оценена из астрономических наблюдений различного типа. Одним из них является исследование радиоизлучения Галактики, образующегося в результате движения в М. м. п. релятивистских электронов (то есть электронов, имеющих скорости, близкие к скорости света). Для получения надёжных результатов необходимо знать количество таких электронов, но оно не известно с достаточной точностью. Другой метод оценки М. м. п. основан на измерении поляризации света звёзд в межзвёздной среде, обусловленной тем, что межзвёздные пылевые частицы вытянутой формы под влиянием М. м. п. ориентируются в пространстве определённым образом и по-разному поглощают свет с различной поляризацией. Поскольку свойства пылевых частиц изучены недостаточно, такие исследования приводят к приближённым результатам, но позволяют определить направления силовых линий в проекции на небесную сферу. Третий метод оценки поля основан на Фарадея эффекте , вследствие которого плоскость поляризации поляризованного радиоизлучения, проходящего через плазму с магнитным полем, поворачивается на угол, пропорциональный длине пути, электронной концентрации и средней проекции напряжённости магнитного поля на луч зрения. Поскольку многие радиоисточники имеют поляризованное радиоизлучение, этот метод позволяет оценить радиальную компоненту поля для многих направлений в Галактике. Четвёртый, самый непосредственный метод измерения напряжённости М. м. п. применим только к сравнительно плотным массивным газовым облакам, которые проектируются на мощные источники радиоизлучения. Такие облака порождают в спектре источника линию поглощения с длиной волны 21 см , у которой можно измерить Зеемана эффект и оценить таким образом продольную составляющую напряжённости поля в облаке. В некоторых случаях напряжённость поля можно оценить по его динамическому действию на газ, которое обусловливает вытянутую форму некоторых газовых туманностей, способствует образованию тонких волокон, наблюдаемых в отражательных туманностях. Наконец, М. м. п. в значительной степени влияет на толщину газового диска Галактики.

  Сопоставление всех методов позволило получить следующее представление о М. м. п. Галактики. Величина поля составляет несколько мкгс , причём в разных областях Галактики она несколько различна. Между рукавами она имеет, по-видимому, порядок 1 мкгс , в рукавах — приблизительно в 2 раза больше, и ещё больше — в облаках, особенно плотных. В галактическом диске силовые линии в среднем близки к окружностям. Однако в отдельных участках размером в несколько сотен пс структура поля бывает довольно сложной.

  Происхождение галактического магнитного поля пока недостаточно ясно. Оно могло быть уже в среде, из которой образовалась Галактика. Однако более вероятно, что оно образовалось в результате магнитогидродинамических процессов, турбулентных движений проводящей среды. С другой стороны, поле могло быть образовано в ходе формирования первых звёзд. Последующие взрывы могли выбросить магнитное поле в межзвёздное пространство, где оно усиливалось турбулентными движениями и дифференциальным вращением Галактики. М. м. п. играет существенную роль в звездообразовании. См. Космогония .

  Лит. см. при статье Межзвёздная среда .

  С. Б. Пикельнер.