还有一些人提出 ， 在宇宙膨胀期间 ， 所有这一切之前 ， 就已经使空间磁化了 。 据称 ， 爆炸性的空间膨胀是宇宙大爆炸本身的开始 。 直到十亿年后结构的增长 ， 这种情况才有可能发生 。
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检验磁化理论的方法是研究银河系空间中最原始的斑块中的磁场模式 ， 例如丝状天体的安静部分和更空的虚空 。 某些细节(例如磁力线是平滑的 ， 螺旋的还是“沿任何方向弯曲的 ， 例如像毛线球之类的东西” ， 以及图案如何在不同位置和不同比例上变化)承载着丰富的信息 ， 这些信息可以与理论和模拟进行比较 。 例如 ， 如果像瓦查帕蒂所建议的那样 ， 如果在电弱相变期间产生了磁场 ， 那么产生的磁力线应该是螺旋形的 ， “就像开瓶器一样” ， 他说 。
困难在于 ， 虚空中的力场很难检测到 。
一种方法 ， 由英国科学家迈克尔法拉第(Michael Faraday)于1845年率先提出 ， 从旋转光的极化方向的方式检测磁场 。 "法拉第旋转"的量取决于磁场的强度和光的频率 。 因此 ， 通过测量不同频率的极化 ， 您可以推断出沿视线的磁性强度 。 恩斯林说：“如果您在不同的地方进行操作 ， 则可以制作3D图 。 ”
研究人员已经开始使用LOFAR进行法拉第旋转的粗略测量 ， 但是望远镜很难拾取微弱的信号 。 美国国家天体物理研究所的天文学家戈沃尼和同事瓦伦蒂娜瓦卡(Valentina Vacca)于几年前设计了一种算法 ， 该算法通过将许多虚空区域的测量结果叠加在一起 ， 从统计角度上分析法拉第微妙的旋转信号 。 瓦卡说：“原则上 ， 这可以用于宇宙虚空 。 ”
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但是 ， 当下一代射电望远镜(一个叫做方公里阵列)的巨型国际项目于2027年启动时 ， 法拉第技术将真正腾飞 。 “ SKA应该会产生出奇妙的法拉第网格 ， ”恩斯林说 。
到目前为止 ， 虚空中唯一的磁性证据 ， 是观察者观察到位于虚空后面的称为耀变体时看不到的东西 。
耀变体是由超大质量黑洞驱动的伽玛射线和其他高能光束以及物质的明亮光束 。 随着伽马射线在太空中传播 ， 它们有时会与古老的微波发生碰撞 ， 从而变形成电子和正电子 。 这些粒子然后衰变 ， 并变成能量较低的伽马射线 。
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但是 ， 2010年日内瓦天文台的安德里尼罗诺夫(Andrii Neronov)和伊夫根沃夫克(Ievgen Vovk)认为 ， 如果耀变体的光通过磁化的虚空 ， 似乎将缺少低能伽马射线 。 磁场会使电子和正电子偏转到视线 。 当它们衰减成能量较低的伽玛射线时 ， 这些伽玛射线将不会指向我们 。
的确 ， 当尼罗诺夫和沃夫克分析来自适当位置的耀变体的数据时 ， 他们看到了其高能伽马射线 ， 但看不到低能伽马射线信号 。 瓦查帕蒂说：“没有信号就是信号 。 ”
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无信号几乎不是吸烟枪 ， 并且已经提出了对丢失的伽马射线的替代解释 。 然而 ， 后续观察越来越多地指出尼罗诺夫和沃夫克的假设 ， 即虚空被磁化 。 "这是大多数人的观点 ， "杜勒说 。 最令人信服的是 ， 在2015年 ， 一个团队在虚空后面叠加了许多对耀变体的测量 ， 并设法找出了在虚空处周围微弱的低能量伽马射线光环 。 如果粒子被微弱的磁场分散 ， 效果恰好是预期的磁场强度只有冰箱磁铁的万分之一 。
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