遮挡板 日冕观测进化史：日食太少，我们就造一个出来
“夕日缺亏弯似月，百年不遇现皇都”。
日食是一种比较稀有的天文现象，日全食就更为罕见。作为日食中最完美的现象，每一次日全食都是一场“天文盛宴”，被世界各地的天文工作者视为解开太阳物理领域诸多谜题的良好时机。
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现在，随着科学技术的迅速发展，罕见的日全食观测，或许将不再“罕见”。
日全食，天文学家的“盛宴”
日全食，就是在地球上某一位置的太阳光被月亮完全遮住的天文现象。
当日全食发生时，最光辉灿烂耀入眼睛的是“贝利珠”。其实，这是从月亮边缘起伏的山谷中穿过来的日光。
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那么，什么是日冕呢？
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我们肉眼可见的是光球层，而
俗话说得好，“外行看热闹，行家看门道”。当日全食发生时，对天文学家而言，真是观测的好机会，可以做太多太多研究了！
比如：测算太阳辐射对地球电离层的影响；研究日冕复杂的形态学和活动现象；开展日冕区域的电子密度和温度研究；寻求太阳耀斑和日冕物质抛射触发机制的观测证据；寻找太阳黑子变化的成因；查证太阳磁场与日冕结构和活动的相互作用；深入探索影响近地空间环境和驱动日地空间灾害性天气的源动力，为灾害性空间天气预报提供基础数据。
可惜的是，这种“良机”不是天天有。而且，真正全食的持续时间其实很短，对于天文研究人员来讲，能获取的数据量远远不够。
怎么办呢？
机会少，那我们就创造机会！一种“人造日全食”的方案，被提了出来。
数量不够，人造来“凑”
对于解决日冕物质抛射的产生问题，以及为日冕加热等科学问题寻找答案来说，日冕仪的出现都意义非凡。
简单说，可以把它理解成一种安装了遮挡盘的望远镜，功能就是在没有日全食时，通过仪器的特殊结构模拟太阳在日全食时的影像，进行日冕观测。
传统的日冕仪按组成结构可分为：内掩式、外掩式。
内掩式日冕仪是将物镜放置在望远镜前端，在物镜成像的一次像面处设置一遮挡板（内掩体），该遮挡板就相当于日全食时的月亮。壮观绚丽的日冕光通过二次成像系统，就能进入我们的视线。
它长下面这样：
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外掩式日冕仪是在物镜前端安置遮挡板（外掩体），遮挡太阳直射光，日冕光经物镜一次成像后，进入准直系统，并经二次成像系统，尽收眼底。
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日冕仪虽好，却不容易造，也不是万能的
当然不是！
在观测中，除了我们想要观测的日冕的光，其他光都是杂散光，包括太阳直射光，玻璃材料不够纯净、有杂质引起的散射光，甚至光学组件边缘的衍射光，等等。在设计日冕仪的时候，需要进行建模分析，通过设置掩体、运用高精尖抛光技术、选用优质玻璃等种种操作，把杂散光尽量消除。
但是，因为日冕的亮度比太阳光球层要暗很多（我们一般用B⊙表示日面中心亮度，日冕能暗到10-5～10-13B⊙），所以难度非常大。
日冕仪组装完成后，距离“人造日全食”就更近一步了。
看太阳，还需要挑选地方？
当然！
日冕光从太阳传输至地面日冕仪的入射窗口，其实可以分为两个过程：第一阶段是日冕光经行星际空间传输至地球大气上界；第二阶段是经地球大气，从地球大气上界传输至地面日冕仪窗口。
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在第一阶段，日冕光不受地球大气扰动影响，可以认为很稳定。在第二阶段，日冕光经大气上界传输至地面日冕仪窗口，主要受到大气散射和气溶胶吸收的影响。即使在一些空气非常稀薄的高山上，大气散射的量级也能达到10-5-10-6B⊙。
我国日冕仪研究起步虽晚，正在加速追赶中
其实，早在1930年，世界上第一台日冕仪就诞生了。
法国人B. Lyot发明了内掩式日冕仪，在海拔2870米大雪之后的比利牛斯山上，成功观测到日冕，这是人类向“人造日全食”迈出的“里程碑”式一步。
自此之后，随着观测目标和加工工艺的不断改进，瑞士、德国、美国、俄罗斯等国家先后将日冕仪作为地面常规设备，开展了日冕连续观测。日冕仪的探测视场、时间/空间分辨率、杂散光抑制水平不断提高，并由地面观测步入了自主空间探测。
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