目前為止，中國天眼已經找到300餘顆脈衝星，那麼FAST是如何找到這些脈衝星的呢？下麵小編就為大家帶來詳細的介紹，一起來看看吧！
一、漂移掃描觀測
我們知道，FAST可以通過調節饋源倉位置和面板形狀來調節望遠鏡指向，從而觀測天空中某個特定的位置。不過，在FAST建成早期，望遠鏡的各個系統還不能很好地運行，指向調節尚不靈活，所以，科學家們通常使用一種稱為“漂移掃描”的管道來進行觀測。
所謂的“漂移掃描”其實很簡單，和“守株待兔”的思路有點像。就是望遠鏡不動，比如固定地指向天頂，然後等著天體東升西落，自己運動到望遠鏡的視野裡面。
使用“漂移掃描”，望遠鏡只能盯著某個赤緯，所以只能觀測到這個赤緯上的源。隨著時間的推移，這個赤緯上的天體就會依次被望遠鏡所觀測到。
那如果我們想看其他赤緯的天體怎麼辦？那就得挪望遠鏡指向，讓它指到其他赤緯上。
通過“漂移掃描”，我們的FAST不用怎麼動就能對天空中不同的位置進行掃描。
不過用這種管道進行觀測有個不好的地方，就是每次天體經過望遠鏡視野的時間很短，對FAST來說，最長也就1分鐘不到的時間。觀測時間短，就意味著我們只能看一些比較亮的天體。好在我們的FAST够大，很多其他望遠鏡覺得暗的天體，對FAST來說都是“比較亮的”。
說了這麼多，我們要尋找的脈衝星在哪兒呢？
脈衝星在銀河系裡面，主要分佈在銀盤和球狀星團中。FAST在進行“漂移掃描”的時候，是會“掃”過銀盤的。我們對相應的數據進行分析，就會更有希望找出新的脈衝星。
二、脈衝星數據
在漂移掃描過程中，我們需要記錄能够用來進行脈衝星搜尋的數據。這需要滿足兩個要求：一、足够高的時間分辯率；二、一定的頻率分辯率。
一般地講，我們會週期性地看到脈衝星發出的脈衝訊號。相鄰兩個脈衝訊號之間的時間差，在1.4毫秒到23秒之間不等。而脈衝訊號的寬度，通常只有這個時間差的十分之一。只有數據的時間分辯率足够小，我們才能探測到隨時間快速變化的脈衝星訊號。
我們知道，電磁波有不同的頻率。最直觀的感受，就是自然光能够被分為彩虹色，不同顏色就是不同頻率的電磁波。在記錄用作脈衝星搜尋的數據時，因為後續資料處理的需要，我們要將不同頻率的電磁波分成多份記錄，也就是要記錄光譜數據。如果分的份數多，那頻率分辯率就高，能更好地探測不同頻率訊號的變化。
最後得到一條條連續的頻譜，且相鄰兩條頻譜的間隔時間很短，一般只有幾百或者幾十個微秒。
三、消色散
有了觀測數據，我們就可以來找脈衝星了。脈衝星一般是很暗弱的，為此我們需要將觀測到的不同頻率電磁波疊加起來得到總功率訊號，才能更好地去搜尋脈衝星的脈衝。在疊加不同頻率電磁波之前，我們要做的是對數據進行“消色散”。
脈衝星發出的脈衝在到達地球之前，會受到銀河系空間中的星際介質影響，發生“色散”。色散效應會導致脈衝星高頻的電磁波比低頻的電磁波先到達地球。這一現象在圖三Vela的數據中稍微能看出來。
為了能够得到高信噪比的脈衝訊號，我們需要在資料處理的過程中抵消掉色散帶來的延時，即所謂的“消色散”。
不同的脈衝星發出的訊號經過的星際介質不盡相同，所以不同脈衝星受到的色散效應也千差萬別。色散效應明顯的，低頻訊號延時則會更大。要準確消除色散效應，我們需要知道延時量的大小。但是對於未知的脈衝星，我們並不能事先知道它受到星際介質的影響能有多大，這該怎麼去消除色散帶來的影響呢？
天文學家的做法很簡單，就是一個一個試！
對同一段數據，假設其因色散引起的時延為多少，用多個不同時延量分別進行消色散，然後全部結果獨立進行下一步的處理。
四、找週期
然而，大多數脈衝星都太弱了，我們是沒法直接得到單脈衝訊號的。如果我們能够知道脈衝星的脈衝都發生在哪些時間點，把對應數據找出來並疊加到一起，那就有可能看到暗弱脈衝星的訊號了！
幸好，脈衝星一般都有很强的週期性，方便我們去找它的訊號。
一般情况下，經過消色散、找週期之後，我們可以找到大量具有一定色散效應的、有週期性的、看著好像是脈衝星訊號的候選體。
雖然現在有軟件可以幫我們篩選出比較像脈衝星的目標，但最終我們還是需要通過肉眼查看每個候選體相應的參數，才能做出準確的判斷。
毫不誇張地說，看過幾萬張數據結果圖後，能找到一顆未知的脈衝星，已經是很幸運的了。
五、單脈衝
有少數的脈衝星，他們的輻射因為某種原因斷斷續續的，導致我們看到的脈衝訊號顯得沒有規律。這種時候，如果我們拿找週期的方法去找，往往是找不到的。這類脈衝星，我們只能在消色散過後的數據中，找信噪比大的訊號。此前火過一陣的快速射電暴，就是通過消色散後找單脈衝找到的。