Міжзоряне магнітне поле , одна із складових міжзоряного середовища . Напруженість і структура М. м. п. може бути оцінена з астрономічних спостережень різного типа. Одним з них є дослідження радіовипромінювання Галактики, руху, що утворюється в результаті, в М. м. п. релятивістських електронів (тобто електронів, що мають швидкості, близькі до швидкості світла). Для здобуття надійних результатів необхідно знати кількість таких електронів, але воно не відоме з достатньою точністю. Інший метод оцінки М. м. п. заснований на вимірі поляризації світла зірок в міжзоряному середовищі, обумовленому тим, що міжзоряні пилові частки витягнутої форми під впливом М. м. п. орієнтуються в просторі певним чином і по-різному поглинають світло з різною поляризацією. Оскільки властивості пилових часток вивчені недостатньо, такі дослідження приводять до наближених результатів, але дозволяють визначити напрями силових ліній в проекції на небесну сферу. Третій метод оцінки поля заснований на Фарадея ефекті, унаслідок якого плоскість поляризації поляризованого радіовипромінювання, що проходить через плазму з магнітним полем, повертається на кут, пропорційний довжині дороги, електронної концентрації і середньої проекції напруженості магнітного поля на промінь зору. Оскільки багато радіоджерел мають поляризоване радіовипромінювання, цей метод дозволяє оцінити радіальну компоненту поля для багатьох напрямів в Галактиці. Четвертий, найбезпосередніший метод виміру напруженості М. м. п. застосовний лише до порівняно щільних масивних газових хмар, які проектуються на потужні джерела радіовипромінювання. Такі хмари породжують в спектрі джерела лінію поглинання з довжиною хвилі 21 см в якої можна виміряти Зеемана ефект і оцінити таким чином подовжню складову напруженості поля в хмарі. В деяких випадках напруженість поля можна оцінити по його динамічній дії на газ, яка обумовлює витягнуту форму деяких газових туманностей, сприяє утворенню тонких волокон, спостережуваних у відбивних туманностях. Нарешті, М. м. п. в значній мірі впливає на товщину газового диска Галактики.
Зіставлення всіх методів дозволило отримати наступне представлення о М. м. п. Галактики. Величина поля складає декілька мкгс , причому в різних областях Галактики вона декілька різна. Між рукавами вона має, мабуть, порядок 1 мкгс , в рукавах — приблизно в 2 рази більше, і ще більше — в хмарах, особливо щільних. У галактичному диску силові лінії в середньому близькі до кіл. Проте в окремих ділянках розміром в декілька сотень пс структура поля буває досить складною.
Походження галактичного магнітного поля доки недостатньо ясно. Воно могло бути вже в середовищі, з якого утворилася Галактика. Проте ймовірніше, що воно утворилося в результаті магнітогідродинамічних процесів, турбулентних рухів провідного середовища. З іншого боку, поле могло бути утворене в ході формування перших зірок. Подальші вибухи могли викинути магнітне поле в міжзоряний простір, де воно посилювалося турбулентними рухами і диференціальним обертанням Галактики. М. м. п. грає істотну роль в звездообразованії. Див. Космогонія .
