银河系有自己的磁场。 与地球相比，它极其微弱； 事实上，要弱数千倍。 但天文学家希望更多地了解它，因为它可以告诉我们有关恒星形成、宇宙射线和许多其他天体物理过程的信息。
澳大利亚科廷大学和 CSIRO（联邦科学与工业研究组织）的天文学家团队一直在研究银河系磁场，并发布了最全面的 3D 银河系磁场测量目录。
该论文的标题是“使用 LOFAR 对脉冲星进行低频法拉第旋转测量：探测 3D 银河晕磁场'。 它发表于英国皇家天文学会每月通知2019 年 4 月。
主要作者是科廷大学助理教授夏洛特·索贝 (Charlotte Sobey)。 该团队包括来自加拿大、欧洲和南非的科学家。
该团队与 LOFAR 合作，或低频阵列，欧洲射电望远镜。 LOFAR 工作于 250 MHz 以下的无线电频率，由分布在欧洲 1,500 公里区域的许多天线组成，其核心位于荷兰。
LOFAR 站点遍布欧洲各地，其中核心集中在荷兰。 （洛法尔）
该团队收集了迄今为止最大的磁场强度和方向目录。 有了这些数据，他们就能够估计银河系的场强随着距旋臂所在星系平面的距离而减弱。
主要作者索贝在一份新闻稿中表示：“我们使用脉冲星有效地以 3D 方式探测银河系的磁场。脉冲星分布在整个银河系中，银河系中的介入物质会影响它们的无线电波发射。”
银河系中的自由电子和磁场我们会影响脉冲星发射的无线电波。
在索贝的电子邮件采访中，她告诉我们，“尽管为了研究脉冲星信号需要纠正这些效应，但它们对于提供有关我们银河系的信息确实非常有用，而这些信息是通过其他方式无法获得的。”
当脉冲星的无线电波穿过银河系时，由于自由电子的介入，它们会受到一种称为色散的效应。 这意味着较高频率的无线电波比较低频率的无线电波到达得更快。
来自 LOFAR 的数据使天文学家能够测量这种差异，称为“色散测量”或 DM。 DM 告诉天文学家我们和脉冲星之间有多少自由电子。 如果DM较高，则意味着脉冲星距离较远，或者星际介质较稠密。
这只是测量银河系磁场的因素之一。 另一个涉及星际介质的电子密度和磁场。
脉冲星发射通常是偏振的，当偏振光穿过带有磁场的等离子体时，旋转平面会旋转。 这就是所谓的法拉第旋转或法拉第效应。
射电望远镜可以测量这种旋转，这被称为法拉第旋转测量（RM）。
索贝表示，“这告诉我们自由电子的数量和平行于视线的磁场强度以及净方向。绝对 RM 越大意味着电子越多和/或磁场强度越大，因为到更远的距离或朝向银河系平面。”
有了这些数据，研究人员然后通过将旋转测量值除以色散测量值来估计银河系对目录中每个脉冲星的平均磁场强度。 这就是他们创建地图的方式。 每个脉冲星测量值都是地图上的一个点。
正如索贝告诉《今日宇宙》的那样，“获得大量脉冲星的测量结果（具有距离测量或估计）使我们能够重建银河电子密度和磁场的 3D 结构图。”
如果我们能看到磁场，我们的银河系在天空中的样子会是什么样子。 （索贝等人，MNRAS，2019）
那么拥有 3D 银河系磁结构图有什么好处呢？
星系的磁场影响不同强度和距离尺度的各种天体物理过程。
磁场塑造了宇宙射线所遵循的路径。 因此，当天文学家研究遥远的宇宙射线源（例如活动星系核（AGN））时，了解磁场的强度可以帮助他们了解研究对象。
星系的磁场也在恒星的形成中发挥着作用。 尽管这种效应尚不完全清楚，但磁场的强度可能会影响分子云。
正如索贝告诉UT的那样，“在较小的尺度上（秒差距数量级），磁场在恒星形成中发挥着作用，分子云中的磁场太弱或太强都可能抑制分子云塌缩成恒星系统。”
这个新星表基于对北方天空 137 颗脉冲星的观测。 作者表示，他们的目录“将现有 RM 测量的精度平均提高了 20 倍？”
他们还表示，“总的来说，我们最初的低频目录提供了有关银河磁场 3D 结构的宝贵信息。”
但索贝尚未完成银河系磁场强度的绘制。 她现在用的是澳洲的默奇森宽场阵列绘制南方天空的磁场图。 这两项测绘工作都将带来更好的结果。
平方公里阵列 (SKA) 天线直径 5 公里中心核心的艺术想象图。 （SPDO/TDP/DRAO/斯威本天文制作公司）
世界上最大的射电望远镜目前正处于规划阶段。 它被称为平方公里阵列（SKA），它将在澳大利亚和南非建造。
其接收站将从其中央核心延伸至 3,000 公里（1900 英里）。 它巨大的尺寸和接收器之间的距离将为我们提供天文学中最高分辨率的图像。
索贝博士在 CSIRO 博客文章中表示：“我未来的工作将集中于利用 SKA 望远镜进行科学研究，该望远镜目前正进入规划阶段的最后阶段。SKA 科学的一个长期目标是彻底改变我们对银河系的理解，包括绘制银河系结构的详细地图（这很困难，因为我们位于银河系内部！），特别是它的磁场。”
银河系的磁场将无处可藏。
