簡介
日全食：科技與天文奇觀在太陽上邂逅日全食階段是用肉眼觀看日冕的獨一無二的機會。當月球將十分耀眼的太陽完全擋住的時候，人們才能夠看到日冕，日冕也和黑子一樣有著11年的變化周期。日全食時，黑暗的太陽外圍是銀白色的光芒，像帽子似地扣在太陽上，叫做“日冕”。“它的光芒實際上來自太陽的大氣層，其亮度只有太陽本身的百萬分之一，因此只有在發生日食時才能看到。為抓住難得的觀測機會，天文學家們在器材準備上也費盡心思。這次觀測把太陽的格線分得非常細，基本上在每一度的範圍內要放1800個格，“打個比方，原來我們只能看到人的臉，現在通過高清晰的器材，能看清楚臉上的雀斑和毛孔”。
只有在這樣高時空解析度的內冕像下，日冕的謎團才能一一被揭開。比如研究“冕羽”的“羽毛根部”究竟在哪兒，它發生的物理機制是什麼；在不同地點的觀測，也可以有效地觀測到日冕中有沒有低頻震盪，日冕的溫度為什麼會不斷地增加，找到加熱的“點火點”，這對於解決日冕加熱這樣重大的太陽物理課題有望是一個有力的推動。除此之外，如果觀測到日冕物質拋射等活動現象，結合全隊4顆對太陽觀測的衛星，天文專家們將有可能深入探討日冕物質拋射產生的物理機制，並在此方面取得重要科學突破。
白光日冕有3個分量：①K冕。在2.3太陽半徑以內，由自由電子散射光球的連續光譜。
②F冕。在2.3太陽半徑以外，起源於黃道面內行星際塵埃粒子散射光球的光，它的光譜中有夫琅和費線，F冕又稱為“內黃道光”。
③E冕。又稱L冕，是日冕氣體離子發射線的光。日冕的磁場強度約1／10000～1／100特斯拉，隨距日面距離的增加而減小。
觀測結果
日全食：科技與天文奇觀在太陽上邂逅上世紀70年代以來，隨著各類科學衛星上天和空間技術的迅速發展，特別是SOHO衛星上天后，在非日食期間可以觀測到20個太陽半徑範圍內的日冕，使人們的眼界大大地開闊。
日冕白光偏振觀測也是一項重要的內容。科學家在1871年就發現日冕白光存在偏振光，而且有較高的偏振性，這跟大氣磁場有關。因此，在日食觀測時白光偏振觀測幾乎是一個傳統項目，科學家認為光的偏振可能是日冕大氣中自由電子的“湯姆遜散射”引起的。
日全食觀測，主要是研究太陽的大氣。太陽的大氣層，從內到外分為光球、色球和日冕三層。人們平常看到的太陽，其實是太陽大氣的最底層———光球層，厚度約500公里。而厚約8000公里的色球層，以及可以拋射到幾個太陽半徑高度的日冕，在平時都看不到，只有在日全食時曇花一現。這些觀測結果，都可以用以研究太陽大氣的變化以及對地球的影響。
中國天文學家都把明天的日全食看作一次“天文盛會”，如今幾乎所有科研人員都已奔赴一線，在各個觀測點調試儀器和觀測方案，蓄勢待發。紫金山天文台在本次日全食觀測中承擔五個科研項目，一是色球閃光譜和日冕光譜觀測，主要研究太陽11年周期變化。二是日冕光纖光譜觀測，主要研究太陽風加速。三是射電流量觀測，主要研究太陽射電波段臨邊增亮。四是水內星尋找，主要研究尋找水星軌道以內的小行星。五是日冕加熱白光日冕17點觀測蘇州點，這是南京大學天文系和中科大合作的大型科研項目，沿日全食中心線，每隔兩分鐘的觀測距離就設定一個觀測點，主要研究太陽日冕大尺度活動。
白光日冕觀測主要研究日冕的偏振方向，偏振隨太陽活動周期的變化，太陽兩個極區和赤道區偏振的差異，日冕偏振度沿太陽半徑方向的變化等，並從觀測上驗證‘湯姆遜散射’機制，研究日冕高偏振度的精細結構。”
而光譜觀測需要採用光譜儀器(也稱攝譜儀)進行，它是將日冕像成在光譜儀的狹縫面上，這樣將只有小部分日冕光從狹縫進入光譜儀內，並通過光柵分光，按不同的波長排開，形成一條彩色的光譜帶，然後，科學家們會將自己感興趣的幾個波段會聚成光譜像，並拍攝成照片。
由於日冕光度較弱，日冕的光譜觀測比白光和偏振觀測要更困難一些。要研究太陽日冕內的物理性質，如日冕溫度、電子密度、物質運動速度、化學組成和元素豐度等，都離不開光譜觀測。
“通過對譜線形狀的測量計算並藉助某些理論指導，可以導出日冕內某些重要的物理參數，進而推測太陽日冕的物理狀態。科學家通過日冕光譜研究發現日冕的溫度高達幾百萬度，這是人們難以想像的高溫。
相關器材
白光日冕照相機拍攝效果白光日冕照相是日全食觀測的經典項目，它對研究日冕的亮度、形態、日冕精細結構(如冕流、拱狀結構、冕洞等)、日冕磁場等均有重要意義。日冕是太陽大氣的最外層，非常稀薄、暗弱，亮度只有太陽本身的百萬分之一，即使在日偏食和日環食的時候也看不到它。
在日食觀測史上真正能成功得到理想的白光日冕照相也並不多，這是因為要成功獲得這樣的照片對儀器有很高的要求：首先，在較高的光學空間解析度條件下，要有幾米長的長焦距照相機；其次，對所有的內冕特徵都要有一個合適的曝光時間；再次，需要一塊合適的徑向減光板，以彌補內外日冕強度的不均勻性。使用精心設計的徑向減光板，天文學家可以拍到1～6個太陽半徑範圍內的日冕白光照片。