FAST目前是怎么找脉冲星的呢？据微信公号“科学大院”（ID：kexuedayuan）介绍，这不仅是个技术活，还是个体力活。

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（天球坐标系中的赤道坐标系的纬度，类似于地理经纬线在天上的投影），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（FAST早期只是动得不灵活，不是不能动）。

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？

人们是大概知道脉冲星在银河系里面的分布的，即：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（也可以扫过球状星团。只是球状星团尺度很小，我们扫过它的概率比较小）。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。

这是光学波段整个天空的照片，正中央是银心所在。图中白色圆圈指示的是此次发现的其中一颗脉冲星J1859-0131在银河中大致的位置，黄圈则是发现的另一颗脉冲星J1931-01的位置。

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（所谓的脉冲周期），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（一般叫做频谱）。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。脉冲星数据要求划分一定的份数，但不用太多，够用就好，这里对选取标准就不细讲了。

所以，最后我们得到的会是什么样的数据呢？就是一条条连续的频谱，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。

这是全天最亮脉冲星Vela一段约0.6秒长度的真实数据，横轴是时间（单位是秒），纵轴是频率（单位是兆赫兹），颜色表示强度。其中一条条斜线是Vela发出的脉冲信号。这就是我们存储下来的脉冲星数据应有的样子，只不过我们保存下来的是一组数据表格，而不是这样的图片。

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（因横轴时间尺度较大，看不明显）。

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”。

Vela脉冲星总功率随时间变化图，一条条高出来的细线就是脉冲星单个脉冲信号。上面是没有消色散的，下面是消色散之后的。可见消色散之后信号明显了非常多！

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：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。简单，暴力，不过很有效。