今天（2017年10月10日），中国科学院国家天文台发布消息，宣布科学家们使用位于贵州的FAST望远镜找到了2颗新的脉冲星。
发布会上提到，其实已经发现6颗，不过由于发布会是几周前开始准备的，所以只发布了2颗。
这是中国人第一次使用自己的望远镜找到新的脉冲星。
虽然，人们早就知道FAST这么大的望远镜肯定能够找到不少脉冲星，但第一次找到，还是令很多人感到兴奋的。
脉冲星是特殊的中子星，因为其辐射束会周期性快速扫过地球，使地球人看到一个个周期脉冲而得名。
脉冲星可谓宇宙中最为神奇的天体之一。
为什么这么说？
因为对脉冲星进行观测，不仅能够研究脉冲星自身的极端物理状态，还能对星际介质、银河系磁场、引力波等目标进行研究。也正因为脉冲星的特殊性，诺贝尔物理学奖两度授予了脉冲星相关发现（发现第一个脉冲星；发现第一个双星系统中的脉冲星，并利用它很好地验证了引力波辐射理论）。
图一：上边部分展示的是一颗旋转中的中子星及其两个辐射束。下边部分红点指示对应时刻我们看到的中子星的亮度。黄色曲线是中子星旋转一周的亮度变化。
目前已知的2000多颗脉冲星中，大部分脉冲星是澳大利亚Parkes望远镜使用多波束接收机通过巡天观测找到的。多波束接收机的使用，使得一个望远镜能顶好几个用，这也是Parkes望远镜成功的原因之一。
虽然FAST目前还是用的单波束接收机（这样一次只能看一个目标），但不久的将来会安装上19波束接收机，到时，观测能力还将大大增强。有分析认为，FAST得益于巨大口径带来的高灵敏度，未来有希望找到4000颗脉冲星，这里面应该会有不少有意思的发现。
脉冲星的特殊性，以及FAST在脉冲星搜寻中的优势，使得寻找未知脉冲星成为FAST重要的科学目标之一。
那么，FAST目前是怎么找脉冲星的呢？说起来，这不仅是个技术活，还是个体力活。
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。
图二：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。
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。
图三：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。
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”。
图四：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。
找周期
上面我们展示的图中，消色散之后就可以看到一个个脉冲信号。
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。
这里我们需要用到前面消色散之后的数据。消完色散的数据，是总功率随时间变化的数据，就像图四看到的那样。我们需要做的，是对这样的数据进行傅里叶变换。
假设我们使用正确消色散的数据进行傅里叶变换，又假设我们足够幸运地碰上了一颗很亮的脉冲星，那么我们将非常幸运地看到下面图五这样的结果！
图五：对脉冲星B1550-54消色散后的数据进行傅里叶变换得到的结果。横轴是傅里叶变化之后得到的频率（这里的频率是指信号变化周期的倒数，不是电磁波频率）信息。这颗脉冲星的周期大约是1秒，所以在1赫兹（Hz）的地方有条很明显高出来的线。其他的线是脉冲星信号的谐波。
然而，很多时候我们是没那么幸运的，脉冲星真得太暗了，我们并不能看到图五那么明显的线。更不用说大多数时候我们的望远镜根本就没对准某颗脉冲星。
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（一般就是一张结果图），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，就谢天谢地了。
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。
可以透露的是，FAST也对数据进行了单脉冲的查找，并且已小有收获，敬请期待。
最后，让我们来体验下天文学家的工作，一起找下脉冲星吧！
（以下图片为真实脉冲星搜寻结果图，来自http://pulsarsearchcollaboratory.com/）
这个是脉冲星！
这个是干扰！
这个是双星系统中的脉冲星！
这个是干扰！
想象一下，让你在几万张类似的图片中找出一张脉冲星的信号。现在你应该能理解我前面说的，找脉冲星这件事，真的需要体力！
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