六年多前，普朗克卫星升空，旨在用九个不同的微波频率，对整个天空进行测量。普朗克的测量目标已经超越了气体、尘埃或恒星等显著的巨型结构。

通过测量天空各个方向的绝对温度，以及各部分的相对温度差，我们能描绘出一幅有史以来精度最高的宇宙微波背景辐射图。

银河系磁场

银河系虽然会给宇宙微波背景测绘带来麻烦，但它也展现了与其自身有关的大量信息。

通过测量光的偏振，我们能够重建星系的磁场。在把它叠加到前景辐射上后，人类首次看到了银河系的结构和磁场是如何相互影响的。

银河系磁场

根据星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等,虽然可以估计出银河系磁场的大小和方向,但是结果粗略，很不可靠。目前，测定磁场的方法主要有两种：

①法拉第旋转偏振辐射穿过有热电子和磁场的星际物质时将分解为两个相反方向的圆偏振辐射，即寻常光和非常光。它们在介质中具有不同的相速度。从介质出来以后，寻常光和非常光又汇合成偏振光，但相对于入射到介质以前的情况而言，偏振面的方向发生了变化。这种偏振面旋转的现象称为法拉第旋转。法拉第旋转的大小正比于峫忈Neλ2。

峫忈是平行于视线方向的磁场分量的平均值，Ne是沿视线方向的以单位面积为底的柱体里的电子总数，λ是波长。如果测定了法拉第旋转量，又由某种方法定出Ne，就可以定出峫忈。把不同波长处测得的法拉第旋转量外推到λ=0，就可得到辐射源本身的偏振角。目前，已经测得不少河外射电源和脉冲星射电辐射的法拉第旋转。

银河系磁场

②中性氢21厘米谱线的塞曼分裂原子的能级在强磁场中分裂致使谱线分裂的现象称为塞曼效应。利用谱线的塞曼分裂是测量恒星磁场的最基本方法。星际空间有大量的中性氢，如果也有磁场，那就能观测到21厘米谱线的分裂。

银河系磁场

对于正常塞曼效应，当磁场与视线垂直时，谱线分裂为三条：中间一条称π子线，频率不变，旁边两条称σ子线，它们都是椭圆偏振光,与π子线的频率差为1.4B兆赫，它们之间的频率差为2.8B兆赫,B为以高斯为单位的磁场强度。若磁场为10-5高斯,两条椭圆偏振光的σ子线的频率差仅28赫,比21厘米谱线的半宽10千赫小得多。但是，采用较差测量技术后，这种微小的塞曼分裂是可以测出的。