Le correnti elettriche interagiscono tra di loro (si attraggono o si respingono) e le loro interazioni vengono descritte in termini di campo magnetico, indicato in genere con la lettera B. Cioè, le correnti creano dei campi magnetici che, a loro volta, agiscono sulle correnti stesse, per mezzo di una forza, detta di Lorentz.

L'esistenza di un campo magnetico si individua allora dalla misura della forza che agisce su una corrente nota. È su questo principio che si basano le misure di campo magnetico. Una spira percorsa da corrente, in una zona di spazio dove è presente un campo magnetico, tende a disporsi in maniera che il suo asse sia parallelo alla direzione di B (in una condizione di minimo per l'energia); la misura del momento torcente agente sulla spira consente la determinazione di B.

Come tutti sanno il rivelatore per eccellenza di campo magnetico è l'ago e ciò si spiega proprio perché, dal punto di vista magnetico, è del tutto equivalente a una spira percorsa da corrente: in entrambi i casi si parla di un dipolo magnetico che tende ad allinearsi al campo magnetico.

Ma, a distanze astronomiche, dove sono le spire percorse da corrente? E come misurare il momento torcente?
Le spire sono negli atomi stessi, che sono costituiti da cariche negative in orbita attorno a un nucleo positivo. Senza entrare molto nei dettagli, è sufficiente dire che, in certe condizioni, questi sistemi possono essere considerati equivalenti a delle spire percorse da corrente (cioè a degli aghi magnetici, ovvero a dei dipoli magnetici). Questi dipoli possono essere allineati con, perpendicolari a, o opposti a un campo magnetico. La loro energia (cioè l'energia degli stati atomici ad essi associati), è diminuita, inalterata o accresciuta, e quando l'atomo emetterà luce, l'energia della luce emessa (cioè la sua frequenza) sarà diversa a seconda che sia stata emessa da atomi con dipolo magnetico parallelo (frequenza minore), perpendicolare (frequenza uguale) o antiparallelo (frequenza maggiore) a B, rispetto alla luce emessa dagli stessi atomi in assenza di campo magnetico. Le caratteristiche righe di emissione degli atomi si divideranno così in tre componenti (questo effetto si chiama effetto Zeeman normale). La separazione delle componenti del tripletto è proporzionale all'intensità del campo magnetico, che si ottiene quindi dalla misura di tale separazione.

La separazione Zeeman ci ha consentito di misurare i campi magnetici alla superficie solare (nel 1908 George Ellery Hale, con questa tecnica, misurò per la prima volta il campo delle macchie solari) e nelle stelle distanti. In alcune stelle fortemente magnetiche di tipo spettrale A, si sono scoperti campi con intensità maggiore a centomila volte il campo magnetico terrestre. Nelle macchie solari, campi dell'ordine di diecimila volte quello terrestre non sono rari.

I campi magnetici interstellari sono stati misurati in maniera simile per mezzo di osservazioni radio. Il principio di questa tecnica è identico a quello usato nel caso solare e stellare. Nelle regioni di idrogeno neutro dello spazio interstellare, i campi magnetici separano in tre componenti la riga a 21 cm dell'idrogeno atomico.

La determinazione dell'intensità del campo magnetico dai soli spettri è di norma difficile, poiché le righe sono molto larghe e spesso si sovrappongono dal momento che la separazione è piccola. Fortunatamente, comunque, le righe una volta separate hanno caratteristiche diverse, in particolare una diversa polarizzazione. Il metodo magnetografico ricorre a questa polarizzazione per separare le diverse componenti con l'uso di analizzatori sensibili solo a luce di una data polarizzazione. Misurando attentamente i centri delle righe delle varie componenti polarizzate, otteniamo allora la separazione in energia tra gli stati, anche quando le righe sono fortemente allargate per effetti vari. Dalla separazione tra le righe si risale al campo magnetico. Questa tecnica ha consentito di stabilire l'esistenza, nelle nubi interstellari, di campi anche centomila volte più piccoli del campo magnetico terrestre medio.

Altre tecniche per le misure di B sono legate alle traiettorie a spirale (di nuovo "le spire") a cui sono costrette particelle elettricamente cariche in zone di campo magnetico. In queste condizioni di moto accelerato, le particelle cariche emettono radiazione, nota come radiazione di ciclotrone o, nel caso di particelle relativistiche, di sincrotone, la cui potenza è legata al campo magnetico.