磁場是星際介質和恆星製造過程中必不可少的，但往往是“秘密”的成分。籠罩着星際磁場的秘密可以歸因於缺乏實驗性的探測。雖然邁克爾·法拉第在19世紀初就已經在皇家學院的地下室用線圈探測磁和電之間的聯繫，但如今的天文學家仍然無法在光年之外部署線圈。由中國科學院國家天文台研究員李菂博士領導的一個國際團隊利用被稱為“中國天眼”的500米口徑球面射電望遠鏡（FAST），獲得了L1544分子云的精確磁場強度–這是一個似乎準備形成恆星的星際介質區域。
該小組採用了所謂的中性氫窄線自吸收方法（HINSA），這是李菂和Paul Goldsmith在2003年根據阿雷西博射電望遠鏡的數據首次提出的。FAST的靈敏度促進了對HINSA的塞曼效應的清晰檢測。結果表明，這種雲層達到了超臨界狀態，即為崩潰做好了準備，比標準模型所建議的要早。
李菂博士說：“FAST將無線電波集中在一個電纜驅動的艙內的設計導致了清潔的光學系統，這對HINSA塞曼效應實驗的成功至關重要。”
這項研究已於1月5日發表在《自然》雜誌上。
塞曼效應是指原子在外磁場中發光譜線發生分裂且偏振的現象–是對星際磁場強度的唯一直接探測。星際塞曼效應是很小的。源自相關雲層的頻移只是發射線固有頻率的幾十億分之一。
2003年，分子云的光譜被發現含有一種叫做HINSA的原子-氫特徵，它是由氫原子通過與氫分子碰撞而冷卻產生的。由於這一探測是藉助阿雷西博射電望遠鏡進行的，HINSA的塞曼效應被認為是對分子云中磁場的一個有希望的探測。
HINSA的線強度比分子示蹤物高5-10倍。HINSA對磁場也有相對較強的反應，而且與大多數分子示蹤物不同，它對天體化學變化有很強的抵抗力。
FAST的HINSA測量結果表明L1544的磁場強度約為4µGauss。對類星體（活躍的超大質量黑洞）吸收和羥基發射的綜合分析也揭示了整個冷中性介質、分子包層和緻密核心的連貫的磁場結構，其方向和大小相似。
因此，從磁性亞臨界到超臨界的過渡–即磁場能夠和不能分別支持雲層對抗重力的時候–發生在包層而不是核心，這與傳統的情況不同。
星際磁場如何消散以使雲層坍縮，仍然是恆星形成中一個未解決的問題。長期以來，科學家所提出的主要解決方案是雲核中的兩極擴散–中性粒子與等離子體的解耦。
HINSA塞曼效應所揭示的磁場的一致性意味着磁場的消散發生在分子包層的形成過程中，可能是通過一種不同於雙極擴散的機制。