（3）用望远镜拍摄高分辨的日食像。因为日轮的角直径仅半度多，即使长焦照相机所成的像也不大，不能分辨出黑子、日珥、日冕射线等细节特征。例如，用“135”（长边35毫米）软片拍摄到5倍日轮直径范围的日冕特征，即日轮像直径6毫米，相应地选用F=6／0.0093毫米=645毫米≈0.6米的物镜，这是一般长焦照相机的物镜达不到的。而且，由于太阳在视运动，尤其是感光时间较长（1／10秒以上）时，需要跟踪太阳拍摄，才能得到高清晰像。因此，应当使用有跟踪驱动的望远镜作为照相仪。一种简单方法是把底片直接放在望远镜物镜的焦平面上拍摄。可以取下照相机的物镜，使用它的暗箱和快门以及取景器。按上面规则制定拍摄程序，一幅一幅依次拍摄。但是，望远镜物镜的焦距是固定的，如果过长，甚至日轮像也会超出底片范围，只是拍摄日轮边缘附近的日珥和日冕弧或极射线是很好的。而欲兼顾拍摄日冕全貌和局部，则可以采用照相机二次成像方法，把望远镜的物镜和照相机物镜组合为等效的“变焦”物镜。拿掉望远镜的目镜，把照相机（物镜的前焦点）装在望远镜物镜焦面之后距离d，则望远镜物镜（焦距Fe）与照相机物镜（焦距Fe）组合的等效焦距为Fe-Ff／d。照相机物镜把望远镜物镜焦面的像二次成像在底片上，底片离照相机物镜的距离为L=f（1+d）／d，像放大f／d倍。由此可见，若f／d＞1，则像放大，Fe／F＞1——相当于望远镜增焦；若f／d＜1，则像缩小，Fe／F＜1——相当于望远镜缩焦。因为Fe与f是一定的，改变距离d就相当于变焦。可以按照拍摄目的，估算出所需Fe，再估算出d后，实际操作时微调d来最后选定。用望远镜物镜的口径和等效焦距及底片来拟定观测计划方案，可以拍摄月球来练习技巧。由于照相机加在望远镜的目镜端可能过重和过长，需考虑望远镜的平衡。显然，用轻的短焦照相机为宜。
黑白、彩色与数码摄影观测
用黑白干板大底片拍摄日食是传统的办法，经济方便、相当有效，已有一套黑白底片日食像的专业处理分析方法，尤其可以用很大的天文底片。就是爱好者也容易搞一个简易暗室，自己可以按意愿冲洗、翻印底片和放大照片，而照相馆的通用流程难以满足冲洗日食底片的特殊需要。前面已谈过，日冕亮度随远离日轮边缘的变化是非常大的，用一般显影方法洗出来的像甚至如同一块不大的无趣味白斑。如果使用微粒显影液并稀释，加长息影时间，就可以得到范围大、细节清晰的妙趣横生像，或者再在暗室用“硬度（反差）”小的底片复制（乃至二次、三次复制）、用反差小的显影液“冲洗”等方法实验，可以把辛苦拍到的日冕信息较充分显示出来。如果有兴致，还可以用扫描仪和计算机技巧处理为令人瞩目的伪彩像。
用彩色底片拍摄的日食像便于科学艺术欣赏。但是，除了研究形态，很难进行亮度测量分析。由于自己没有彩色冲洗设备，只能送照相馆按通用程序洗印底片和照片，往往丢失不少辛苦拍摄到的细节和信息。
许多年前，电荷耦合器件（CCD）还是稀奇昂贵的。近年来，CCD数码照相机和摄像机发展很快，甚至高性能的也开始普及使用。拍摄后马上在屏上显示出来，打印照片也方便。如今400万、800万像素的数码照相机相当多了。CCD取代底片已是大势所趋。照相底片的严重缺点在于其感光范围——“宽容度”小，只能拍摄到亮度范围100倍以内，亮的部分感光过度、暗的部分感光不足，底片上都显露不出来，而且感光效果（“黑度”响应）跟像亮度不是成正比的，或者说“非线性的”，需要用拍“光度标”做“特性曲线”来归算。CCD没有这些缺点，在亮度范围10000倍也是“线性的”，马上在储存卡录下数据，而不需要底片那样麻烦的测黑度及特性曲线归算。CCD感光度也很高（ISO200，ISO400，ISO800）。
上面所述的日食感光估算方法同样适用于数码照相机拍摄，勿需赘述。这里引述一个日食摄影感光指导。计算感光时间的公式为t（秒钟）=N2／（I×2Q），其中，N是光圈数（即照相机物镜的焦比，N=焦距／通光口径），I是底片感光度（ISO数），Q是亮度指数。
日食摄影感光指导
使用感光技术先选定底片感光度ISO（值）；然后再选定光圈数；最后感光时间。例如，选定ISO 100和光圈数11，拍摄对象日珥应当用感光时间1／500秒。或者用公式计算，t=N2／（I×2Q）=112／（100×29）≈1／423秒。
概括了一些日食拍摄感光时间的实例。可以说，感光时间的选取很重要，有一定选取规则，但又不是太严格的，只要控制在合理范围就可以了。因为实际情况涉及较多的因素，例如，太阳的高度角大、地球大气透明度大、当时的日冕较亮，就可以适当减少感光时间。
色球的亮度仅为光球的千分之几，拍摄色球、日珥等则用更短的感光时间，但贝利珠往往是感光太过而没有肉眼所见精彩。日冕亮度只有光球的百万分之几，大致跟月球上弦或下弦的亮度相当，因此拍摄日冕的条件也跟拍摄月球类似。但外日冕比内日冕暗几百乃至千余倍，一次拍摄不可能兼顾内日冕和外日冕，而需不同感光时间的底片综合起来才能了解日冕的全貌。拍摄日冕特别重要的是尽量减少仪器内的杂散光问题，只要1％的色球光杂散到中外冕，就超过了那里的日冕亮度，因而严重破坏日冕的像质。减少杂散光的方法是物镜前加遮光筒（但其直径要足够大而不遮挡有效视场）、望远镜筒内加光栏（但应不减少有效视场）。很多望远镜的镜筒内是涂无光漆的，但仍有杂散光，我们的一个简便检查方法是：在黑暗中，把望远镜对向一颗亮星或远方光源，取下目镜，直接用眼镜扫视各部位，较亮的部位就是杂散光的源、在那里贴黑绒布就可消除杂散光。前面谈过，照相底片的感光宽容度不足，拍摄不到很亮和很暗的像特征，CCD数码照相机虽然宽容度很大，但冲洗出来的照片仍然是宽容度不足。人眼的灵敏度是很高的，适应性相当强的，或者说宽容度很大；眼睛用望远镜看到的日冕微弱特征，往往在限定时间的摄影拍不出来。所以，洗印的好照片也不如目睹看到的精彩，因此，有志趣者辛苦地奔赴日全食地区——干热的沙漠、严寒的极区或颠簸的海洋去观测日全食。
内冕与外冕的亮度相差悬殊，一般照片上不能同时显示诸如长冕旒等特征，为了同时显示，可在底片上日冕亮部分前面加减光片拍摄，或者把显示内、外部分的两幅像用洗印技术合成为一幅。
现在，用计算机图像处理技术，可以用程序更好地实现减弱CCD图像的超强部分、增强暗弱部分，达到显示冕旒等特征；也可以制作伪彩图像。于是，把摄影得到的信息过滤而突出地展现出来，真是妙趣横生。刚在食既后和生光前，色球闪现为细的亮圆弧，拍摄的光谱称为“闪光谱”，显示出一些发射线，不仅观赏有趣，也有一定的研究意义。前面谈过早期这种观测的重大发现。现在，天文学家用大型光谱仪拍摄更精细的色球光谱，一般日食观测者没有这样条件，但仍可以用较简易设备作些尝试，取得一定的成果。
实际上，在小型望远镜的物镜前面加一个小顶角（例如，7度左右）三棱镜（或透射光栅）就构成棱镜照相机，对准色球，在物镜的焦面上就可呈出色球光谱。这样的光谱展开的范围与物镜焦距成正比，需要物镜焦距很长（如1米以上）才有可观的展开（约几毫米）。还可以采用上述的物镜与数码照相机组合来增焦，但还需考虑有足够的有效光力（D／Fe）才可以在较短感光就拍到光谱，显然，用感光度高的彩色底片可以拍到很美的彩色光谱。需要指出的是，由于棱镜色散而偏移了光束，望远镜光轴指向应偏离太阳一定角度，可以改变寻星望远镜与棱镜照相机成这样的角度，以便用寻星望远镜对准太阳时，正好拍摄到光谱。
要想拍摄色球局部或日珥的更好光谱，则需要用有入射狭缝的摄谱仪。取下望远镜的目镜，把小型摄谱仪安装在终端，使入射狭缝在望远镜物镜的焦面上。让望远镜所呈色球或日珥所选择部分的像成在入射狭缝上，由摄谱仪拍摄其光谱。为了充分利用望远镜所聚集的日珥光，摄谱仪入射狭缝后的准直透镜的焦比应跟望远镜物镜的焦比相等。
