到目前为止，中国天眼已经找到了300多颗脉冲星，那么FAST是如何找到这些脉冲星的呢？这里有一个详细的介绍，让我们来看看！
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一、漂移扫描观察
众所周知，FAST可以通过调整供应位置和面板形状来调整望远镜的方向，从而观察天空中的特定位置。但在FAST建成初期，望远镜系统运行不好，方向调整不灵活。@ 科学家通常使用一种叫做“漂移扫描”的方法来观察。
所谓的“漂移扫描”实际上非常简单，有点像“等待兔子”的想法。也就是说，望远镜不动，比如固定地指向天顶，然后等待天体向东向西移动，并移动到望远镜的视野。
使用“漂移扫描”，望远镜只能盯着某个红纬度，只能观察到红纬度上的来源。随着时间的推移，望远镜依次观察到红纬度上的天体。
如果我们想看看其他赤纬的天体呢？然后移动望远镜指向其他赤纬。
通过“漂移扫描”，我们的FAST可以扫描天空中不同的位置，而无需移动太多。
然而，用这种方式观察有一个缺点，那就是每次天体通过望远镜的视觉时间很短。对于FAST来说，最长时间不到1分钟。观察时间短意味着我们只能看到一些明亮的天体。幸运的是，我们的FAST足够大。许多其他望远镜感觉暗淡的天体对FAST来说是“明亮的”。
说了这么多，我们在哪里可以找到脉冲星？
脉冲星在银河系中，主要分布在银盘和球形星团中。FAST在“漂移扫描”时会“扫描”银盘。如果我们分析相应的数据，我们将更有希望找到新的脉冲星。
二、脉冲星数据
在漂移扫描过程中，我们需要记录脉冲星搜索的数据。这需要满足两个要求：一是时间分辨率足够高；二是一定的频率分辨率。
一般来说，我们会定期看到脉冲星发出的脉冲信号。相邻两个脉冲信号之间的时差从1.4毫秒到23秒不等。脉冲信号的宽度通常只有时差的十分之一。只有当数据的时间分辨率足够小时，我们才能检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。最直观的感觉是，自然光可以分为彩虹色，不同的颜色是不同频率的电磁波。在记录脉冲星搜索的数据时，我们需要将不同频率的电磁波分为多个记录，即记录光谱数据。如果分数较多，则频率分辨率较高，可以更好地探测不同频率信号的变化。
最后得到连续频谱，相邻两个频谱的间隔时间很短，一般只有几百或几十个微秒。
三、消色散
有了观测数据，我们可以找到脉冲星。脉冲星通常非常暗，因此我们需要叠加观测到的不同频率的电磁波，以获得总功率信号，以便更好地搜索脉冲星的脉冲。在叠加不同频率的电磁波之前，我们需要做的是“褪色”数据。
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脉冲星发出的脉冲在到达地球之前，会受到银河系空间中星际介质的影响，产生“色散”。色散效应会导致脉冲星的高频电磁波比低频电磁波先到达地球。这种现象在图3Vela的数据中可以看到一点。
为了获得高信噪比的脉冲信号，我们需要在数据处理过程中抵消色散的延迟，即所谓的“消色散”。
不同脉冲星发出的信号通过不同的星际介质，不同脉冲星的色散效应也非常不同。如果色散效应明显，则低频信号延迟较大。为了准确消除色散效应，我们需要知道延迟的大小。但对于未知的脉冲星，我们不知道它会受到星际介质的影响，以及如何消除色散的影响？
天文学家的做法很简单，就是一个一个尝试！
对于同一段数据，假设由色散引起的延迟是多少，用多个不同的延迟量分别消除色散，然后独立处理所有结果。
四、找周期
然而，大多数脉冲星都太弱了，我们无法直接获得单脉冲信号。如果我们能知道脉冲星的脉冲发生在什么时候，并找到相应的数据并叠加在一起，我们就有可能看到暗脉冲星的信号！
幸运的是，脉冲星通常有很强的周期性，方便我们找到它的信号。
一般来说，在消色散和寻找周期之后，我们可以找到大量具有一定色散效应的候选人，这些候选人看起来像脉冲星信号。
虽然现在有软件可以帮助我们筛选出更像脉冲星的目标，但我们仍然需要用肉眼检查每个候选人的相应参数来做出准确的判断。
毫不夸张地说，在阅读了数万张数据结果图后，很幸运能找到一颗未知的脉冲星。
五、单脉冲
有少数脉冲星由于某种原因断断续续地辐射，导致我们看到的脉冲信号不规则。在这个时候，如果我们找到一个周期，我们通常找不到它。对于这种脉冲星，我们只能在消色散后的数据中找到信噪比较大的信号。在此之前，通过消色散后的单脉冲找到了一次快速射电暴。
中国天眼已经找到了300多颗脉冲星，那么FAST是怎么找到的呢？