简介日全
食阶段是用肉眼观看日冕的独一无二的机会。当月球将十分耀眼的太阳完全挡住的时候，人们才能够看到日冕，日冕也和黑子一样有着11年的变化周期。日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，叫做“日冕”。“它的光芒实际上来自太阳的大气层，其亮度只有太阳本身的百万分之一，因此只有在发生日食时才能看到。为抓住难得的观测机会，天文学家们在器材准备上也费尽心思。这次观测把太阳的网格分得非常细，基本上在每一度的范围内要放1800个格，“打个比方，原来我们只能看到人的脸，现在通过高清晰的器材，能看清楚脸上的雀斑和毛孔”。只有在这样高时空分辨率的内冕像下，日冕的谜团才能一一被揭开。比如研究“冕羽”的“羽毛根部”究竟在哪儿，它发生的物理机制是什么；在不同地点的观测，也可以有效地观测到日冕中有没有低频震荡，日冕的温度为什么会不断地增加，找到加热的“点火点”，这对于解决日冕加热这样重大的太阳物理课题有望是一个有力的推动。除此之外，如果观测到日冕物质抛射等活动现象，结合全队4颗对太阳观测的卫星，天文专家们将有可能深入探讨日冕物质抛射产生的物理机制，并在此方面取得重要科学突破。
白光日冕有3个分量：①K冕。在2.3太阳半径以内，由自由电子散射光球的连续光谱。
②F冕。在2.3太阳半径以外，起源于黄道面内行星际尘埃粒子散射光球的光，它的光谱中有夫琅和费线，F冕又称为“内黄道光”。
③E冕。又称L冕，是日冕气体离子发射线的光。日冕的磁场强度约1／10000～1／100特斯拉，随距日面距离的增加而减小。
观测结果上世
纪70年代以来，随着各类科学卫星上天和空间技术的迅速发展，特别是SOHO卫星上天后，在非日食期间可以观测到20个太阳半径范围内的日冕，使人们的眼界大大地开阔。观测日冕白光偏振观测也是一项重要的内容。科学家在1871年就发现日冕白光存在偏振光，而且有较高的偏振性，这跟大气磁场有关。因此，在日食观测时白光偏振观测几乎是一个传统项目，科学家认为光的偏振可能是日冕大气中自由电子的“汤姆逊散射”引起的。
日全食观测，主要是研究太阳的大气。太阳的大气层，从内到外分为光球、色球和日冕三层。人们平常看到的太阳，其实是太阳大气的最底层———光球层，厚度约500公里。而厚约8000公里的色球层，以及可以抛射到几个太阳半径高度的日冕，在平时都看不到，只有在日全食时昙花一现。这些观测结果，都可以用以研究太阳大气的变化以及对地球的影响。“天文盛会”中国天文学家都把明天的日全食看作一次“天文盛会”，如今几乎所有科研人员都已奔赴一线，在各个观测点调试仪器和观测方案，蓄势待发。紫金山天文台在本次日全食观测中承担五个科研项目，一是色球闪光谱和日冕光谱观测，主要研究太阳11年周期变化。二是日冕光纤光谱观测，主要研究太阳风加速。三是射电流量观测，主要研究太阳射电波段临边增亮。四是水内星寻找，主要研究寻找水星轨道以内的小行星。五是日冕加热白光日冕17点观测苏州点，这是南京大学天文系和中科大合作的大型科研项目，沿日全食中心线，每隔两分钟的观测距离就设置一个观测点，主要研究太阳日冕大尺度活动。
观测主要研究日冕的偏振方向，偏振随太阳活动周期的变化，太阳两个极区和赤道区偏振的差异，日冕偏振度沿太阳半径方向的变化等，并从观测上验证‘汤姆逊散射’机制，研究日冕高偏振度的精细结构。”仪器而光谱
观测需要采用光谱仪器(也称摄谱仪)进行，它是将日冕像成在光谱仪的狭缝面上，这样将只有小部分日冕光从狭缝进入光谱仪内，并通过光栅分光，按不同的波长排开，形成一条彩色的光谱带，然后，科学家们会将自己感兴趣的几个波段会聚成光谱像，并拍摄成照片。
由于日冕光度较弱，日冕的光谱观测比白光和偏振观测要更困难一些。要研究太阳日冕内的物理性质，如日冕温度、电子密度、物质运动速度、化学组成和元素丰度等，都离不开光谱观测。
“通过对谱线形状的测量计算并借助某些理论指导，可以导出日冕内某些重要的物理参数，进而推测太阳日冕的物理状态。科学家通过日冕光谱研究发现日冕的温度高达几百万度，这是人们难以想象的高温。
相关器材白光日冕照相是日全
食观测的经典项目，它对研究日冕的亮度、形态、日冕精细结构(如冕流、拱状结构、冕洞等)、日冕磁场等均有重要意义。日冕是太阳大气的最外层，非常稀薄、暗弱，亮度只有太阳本身的百万分之一，即使在日偏食和日环食的时候也看不到它。
在日食观测史上真正能成功得到理想的白光日冕照相也并不多，这是因为要成功获得这样的照片对仪器有很高的要求：首先，在较高的光学空间分辨率条件下，要有几米长的长焦距照相机；其次，对所有的内冕特征都要有一个合适的曝光时间；再次，需要一块合适的径向减光板，以弥补内外日冕强度的不均匀性。使用精心设计的径向减光板，天文学家可以拍到1～6个太阳半径范围内的日冕白光照片。
