磁场是星际介质和恒星制造过程中必不可少的，但往往是“秘密”的成分。笼罩着星际磁场的秘密可以归因于缺乏实验性的探测。虽然迈克尔·法拉第在19世纪初就已经在皇家学院的地下室用线圈探测磁和电之间的联系，但如今的天文学家仍然无法在光年之外部署线圈。由中国科学院国家天文台研究员李菂博士领导的一个国际团队利用被称为“中国天眼”的500米口径球面射电望远镜（FAST），获得了L1544分子云的精确磁场强度--这是一个似乎准备形成恒星的星际介质区域。
该小组采用了所谓的中性氢窄线自吸收方法（HINSA），这是李菂和Paul Goldsmith在2003年根据阿雷西博射电望远镜的数据首次提出的。FAST的灵敏度促进了对HINSA的塞曼效应的清晰检测。结果表明，这种云层达到了超临界状态，即为崩溃做好了准备，比标准模型所建议的要早。
李菂博士说：“FAST将无线电波集中在一个电缆驱动的舱内的设计导致了清洁的光学系统，这对HINSA塞曼效应实验的成功至关重要。”
这项研究已于1月5日发表在《自然》杂志上。
塞曼效应是指原子在外磁场中发光谱线发生分裂且偏振的现象--是对星际磁场强度的唯一直接探测。星际塞曼效应是很小的。源自相关云层的频移只是发射线固有频率的几十亿分之一。
2003年，分子云的光谱被发现含有一种叫做HINSA的原子-氢特征，它是由氢原子通过与氢分子碰撞而冷却产生的。由于这一探测是借助阿雷西博射电望远镜进行的，HINSA的塞曼效应被认为是对分子云中磁场的一个有希望的探测。
HINSA的线强度比分子示踪物高5-10倍。HINSA对磁场也有相对较强的反应，而且与大多数分子示踪物不同，它对天体化学变化有很强的抵抗力。
FAST的HINSA测量结果表明L1544的磁场强度约为4µGauss。对类星体（活跃的超大质量黑洞）吸收和羟基发射的综合分析也揭示了整个冷中性介质、分子包层和致密核心的连贯的磁场结构，其方向和大小相似。
因此，从磁性亚临界到超临界的过渡--即磁场能够和不能分别支持云层对抗重力的时候--发生在包层而不是核心，这与传统的情况不同。
星际磁场如何消散以使云层坍缩，仍然是恒星形成中一个未解决的问题。长期以来，科学家所提出的主要解决方案是云核中的两极扩散--中性粒子与等离子体的解耦。
HINSA塞曼效应所揭示的磁场的一致性意味着磁场的消散发生在分子包层的形成过程中，可能是通过一种不同于双极扩散的机制。