目前为止，中国天眼已经找到300余颗脉冲星，那么FAST是如何找到这些脉冲星的呢？

一、漂移扫描观测

我们知道，FAST可以通过调节馈源仓位置和面板形状来调节望远镜指向，从而观测天空中某个特定的位置。不过，在FAST建成早期，望远镜的各个系统还不能很好地运行，指向调节尚不灵活，所以，科学家们通常使用一种称为“漂移扫描”的方式来进行观测。

所谓的“漂移扫描”其实很简单，和“守株待兔”的思路有点像。就是望远镜不动，比如固定地指向天顶，然后等着天体东升西落，自己运动到望远镜的视野里面。

使用“漂移扫描”，望远镜只能盯着某个赤纬，所以只能观测到这个赤纬上的源。随着时间的推移，这个赤纬上的天体就会依次被望远镜所观测到。

那如果我们想看其他赤纬的天体怎么办？那就得挪望远镜指向，让它指到其他赤纬上。

通过“漂移扫描”，我们的FAST不用怎么动就能对天空中不同的位置进行扫描。

不过用这种方式进行观测有个不好的地方，就是每次天体经过望远镜视野的时间很短，对FAST来说，最长也就1分钟不到的时间。观测时间短，就意味着我们只能看一些比较亮的天体。好在我们的FAST够大，很多其他望远镜觉得暗的天体，对FAST来说都是“比较亮的”。

说了这么多，我们要寻找的脉冲星在哪儿呢？

脉冲星在银河系里面，主要分布在银盘和球状星团中。FAST在进行“漂移扫描”的时候，是会“扫”过银盘的。我们对相应的数据进行分析，就会更有希望找出新的脉冲星。

二、脉冲星数据

在漂移扫描过程中，我们需要记录能够用来进行脉冲星搜寻的数据。这需要满足两个要求：一、足够高的时间分辨率；二、一定的频率分辨率。

一般地讲，我们会周期性地看到脉冲星发出的脉冲信号。相邻两个脉冲信号之间的时间差，在1.4毫秒到23秒之间不等。而脉冲信号的宽度，通常只有这个时间差的十分之一。只有数据的时间分辨率足够小，我们才能探测到随时间快速变化的脉冲星信号。

我们知道，电磁波有不同的频率。最直观的感受，就是自然光能够被分为彩虹色，不同颜色就是不同频率的电磁波。在记录用作脉冲星搜寻的数据时，因为后续数据处理的需要，我们要将不同频率的电磁波分成多份记录，也就是要记录光谱数据。如果分的份数多，那频率分辨率就高，能更好地探测不同频率信号的变化。

最后得到一条条连续的频谱，且相邻两条频谱的间隔时间很短，一般只有几百或者几十个微秒。

三、消色散

有了观测数据，我们就可以来找脉冲星了。脉冲星一般是很暗弱的，为此我们需要将观测到的不同频率电磁波叠加起来得到总功率信号，才能更好地去搜寻脉冲星的脉冲。在叠加不同频率电磁波之前，我们要做的是对数据进行“消色散”。

脉冲星发出的脉冲在到达地球之前，会受到银河系空间中的星际介质影响，发生“色散”。色散效应会导致脉冲星高频的电磁波比低频的电磁波先到达地球。这一现象在图三Vela的数据中稍微能看出来。

为了能够得到高信噪比的脉冲信号，我们需要在数据处理的过程中抵消掉色散带来的延时，即所谓的“消色散”。

不同的脉冲星发出的信号经过的星际介质不尽相同，所以不同脉冲星受到的色散效应也千差万别。色散效应明显的，低频信号延时则会更大。要准确消除色散效应，我们需要知道延时量的大小。但是对于未知的脉冲星，我们并不能事先知道它受到星际介质的影响能有多大，这该怎么去消除色散带来的影响呢？

天文学家的做法很简单，就是一个一个试！

对同一段数据，假设其因色散引起的时延为多少，用多个不同时延量分别进行消色散，然后全部结果独立进行下一步的处理。

四、找周期

然而，大多数脉冲星都太弱了，我们是没法直接得到单脉冲信号的。如果我们能够知道脉冲星的脉冲都发生在哪些时间点，把对应数据找出来并叠加到一起，那就有可能看到暗弱脉冲星的信号了！

幸好，脉冲星一般都有很强的周期性，方便我们去找它的信号。

一般情况下，经过消色散、找周期之后，我们可以找到大量具有一定色散效应的、有周期性的、看着好像是脉冲星信号的候选体。

虽然现在有软件可以帮我们筛选出比较像脉冲星的目标，但最终我们还是需要通过肉眼查看每个候选体相应的参数，才能做出准确的判断。

毫不夸张地说，看过几万张数据结果图后，能找到一颗未知的脉冲星，已经是很幸运的了。

五、单脉冲

有少数的脉冲星，他们的辐射因为某种原因断断续续的，导致我们看到的脉冲信号显得没有规律。这种时候，如果我们拿找周期的方法去找，往往是找不到的。这类脉冲星，我们只能在消色散过后的数据中，找信噪比大的信号。此前火过一阵的快速射电暴，就是通过消色散后找单脉冲找到的。

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