这是科学家依托「中国天眼」再次取得的重要科研成果之一。
坐落于贵州省黔南布依族苗族自治州平塘县大窝凼洼地的「500 米口径球面射电望远镜（FAST）」，被誉为「中国天眼」。自2020年1月11日对国内开放运行以来，已成为全球最大且最灵敏的射电望远镜，这预示着人类可以探索更深奥的宇宙未知地带。在这短短两年时间里，「中国天眼」共发现约500颗脉冲星，成为自其运行以来世界上发现脉冲星效率最高的设备。年观测时长超过5300小时，已远超国际同行预期的工作效率。「中国天眼」在中性氢谱线测量星际磁场取得了重大进展，登上《Nature》封面。这是科学家依托「中国天眼」再次取得的一批重要科研成果。该研究采用原创的中性氢窄线自吸收方法，并首次利用这种方法实现了塞曼效应的探测，获得了强度为3.8±0.3微高斯的高置信度星际磁场测量，为解决恒星形成三大经典问题之一的「磁通量问题」提供了重要的观测证据。该研究由中国科学院国家天文台研究员李菂等领导的国际合作团队完成。磁场问题是恒星形成的关键，我们以太阳为例，太阳在成为恒星之前，可以看做一团分子云，但分子云要形成高密度、高温度的恒星，会受到磁场的阻力。随着分子云聚集达到致密云核状态，磁通量会增加，磁场带来的阻力也随之增大，阻力不许其继续收缩。李菂团队通过FAST观测分子云发现，磁通量在分子云收缩到致密状态之前，就已经被抵消掉了，而不是此前的双极耗散（在分子云变得致密之后，逆势增加的磁通量被双极耗散抵消）标准模型的预测，为解决恒星形成经典问题之一的「磁通量问题」提供了重要的观测证据。
https://www.nature.com/articles/s41586-021-04159-x研究者开发了一种叫做HI窄自吸收（HI narrow self-absorption, HINSA）的技术，以提供从HI到H_2转变的探针。HINSA追踪与H_2混合良好的冷原子氢，并通过碰撞提供必要的H1冷却（CNM 中无法提供）。
HINSA接近H_2形成与破坏之间的稳定态，并与气体密度无关，因此能够探测到临界密度附近的转变。尽管此前已经报道HI自吸收特征的塞曼（Zeeman）效应，但吸收成分的宽线宽度与扩散原子气体最为相关。考虑到HINSA通常具有较大多数分子谱线更高的亮度温度，因此不受损耗的影响，并可以在很宽的H_2密度范围内检测到。研究者表示，HINSA是一种非常有前景的分子气体塞曼探针。L1544是一个即将形成恒星的星际介质区域，在其中，HINSA特征在低于15K的温度下具有很强的吸收倾斜角和几乎热化的窄线。HINSA的非热线宽度和质心速度与OH、CO和CO分子的发射谱线非常接近，它们的柱密度具有很强相关性，表明了相当一部分原子氢位于L1544的冷却、隐蔽良好的部分。因此，研究者假设HINSA采样的柱密度近似于从灰尘中获得的密度，尽管HINSA覆盖的表面面积大得多，具体如下图1a所示。先前使用Arecibo望远镜靠近L1544中心的OH Zeeman检测导致了B_los = +10.8 ± 1.7 μG的磁场强度，其中B-los是沿视线分布的磁场分量。相比之下，使用绿岸射电天文望远镜（Green Bank Telescope, GBT）对距离L1544中心6.0' (0.24 pc) 的四个包络位置的OH Zeeman观察导致了B_los = +2 ± 3 μG的边缘检测，但包络场的结构未定。如下图1所示，研究者使用中国天眼FAST，在距离L1544 中心 3.6' (0.15 pc)、靠近HINSA柱密度峰值的2.9′(0.12 pc) 光束中检测到了塞曼分裂，获得了L1544的精确磁场强度。下图2展示了Stokes I(v) 和 V(v) 参数的频谱，v表示速度。图2a将 I(v) 分解为前景HINSA分量（component）、背景WNM分量以及HINSA和WNM之间的3个CNM分量。图2b为HINSA的塞曼分裂和5个分量的总体塞曼分布。下图3展示了HINSA、CNM1、CNM2、CNM3 和 WNM等5个分量的塞曼分裂和B_los。以上仅是对研究提出方法的简单介绍，对天文领域感兴趣且看得懂的读者请移步原论文。https://mp.weixin.qq.com/s/KMxnNR4cs8Ms4fiLfXL95Qhttp://news.cyol.com/gb/articles/2022-01/06/content_aM47gtBVx.htmlhttps://wap.peopleapp.com/article/6447406/6332134
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