1983 年6 月11 日发生一次日食。在东爪哇地区看到了日全食，太阳完全失去光辉达五分钟之久。
“太阳是不是愈来愈小了？”这是天文学界长期争论而不得其解的问题。为了得到可靠的实验数据，伦敦大学附属学院的天文学家约翰· 帕金逊带领他的3 个学生，和剑桥大学的道格拉斯· 高夫、英国《新科学家》杂志的科学家奥马尔· 塞陶等人一起，到印度尼西亚东爪哇进行实地考察和观测。爪哇旅行社的工作人员和20 几个中学生当了考察队的观测员。他们成功地测量了太阳的直径。
我们知道，月球在绕地球运行的过程中，有时会走到太阳和地球中间，这时月球的影子落到地球表面上，位于影子里的观测者便会看到太阳被月球遮住，这就是日食。
当月亮的圆面大于太阳时，就可在月亮影子扫过的地区看到日全食。此时在边缘地方的人们看到的是日偏食。日食带的宽度一般为几十公里到二三百公里。对于一定的月亮直径来说，影子的宽度与太阳的尺寸成比例，较大的太阳投出较窄的影子，而小太阳投出较宽的影子。
根据预测得知，这次日全食经过的区域是从印度洋到南太平洋，日全食宽度约为200 公里。考察队将观测点分成两队，分别站在影子两端的边缘处。当日偏食变为日全食时，就可准确地测出影宽。观测员的任务很简单，只需报告自己看到的是全食还是偏食就行了。站在全食活动区以外的人应该说看到偏食，而站在活动区以内的人一定会说看到了全食。当日全食的影子从日全食经过路线的外缘，向全食活动区沿中心线移动到某一个点时，报告就会由“偏食”变成“全食”。影子在200 公里的两端同时到达这个位置时，就可算出月亮投到地球上的影子的宽度。
已知地球和月球之间的距离，地球和太阳之间的距离，以及月球的尺寸，那么测量月球影子的宽度，就可算出太阳的尺寸。
据统计，每世纪平均发生日偏食82.5 次、日环食82.2 次、日全食67.2 次、日全环食4.8 次。对于某一确定地点来说，两次日全食之间大约相隔400 年。所以一个人一生中能赶上亲眼观看一次日全食的机会，是极为难得的。1999 年8 月11 日在欧洲发生一次日全食，它的经过路线刚好扫过康沃尔南岸。
1983 年6 月11 日，清晨乌云密布。七点钟大家垂头丧气地走向指定地点。每个观测员拿着两片保护眼睛的胶片，一些观测记录表和一份用印尼文写的注意事项。九点三十分，乌云开始向大道另一侧散开，天空绽露出碧蓝的色彩。考察队向观测员提出了几个问题：太阳是完全露出来的，还是只有一点亮光？ 看到太阳周围有一个完整的日冕，还是有一个缺口？ 其实，日全食时总是有一个完整的日冕的。向观测员提出这样的问题，只不过是检查一下他们是否能正确地回答问题。
日全食的整个活动时间，应恰好是在影子两个边缘以内扫过中心线的时间。考察队测出的太阳极半径比现在公认的标准值959.63弧秒小0.3.日全食的活动时间从影子路线的中心线的一个点来计算，由此可求出太阳的赤道直径，即赤道径，从而也可求出其半径。假如太阳的半径与所谓的“标准半径”959.63 弧秒相等，我们已知影子扫过地球的速度，那么就可算出日全食的全过程为5分7.14 秒。在东爪哇测出的两个时间为5 分7.07 秒和5分8.09 秒。已知在这次日食中一秒钟相当于太阳尺寸的0.321 弧秒，我们取这两次计时的平均值，就可算出太阳的半径比标准值小0.07 弧秒。准确地说，与标准值之差是-0.07±0.08 弧秒。
可以从影子路线的宽度算出太阳从一个极到另一个极的距离——太阳的极径。当影子扫过爪哇地区时，观测员分布在预测的南、北边缘的道旁，每个观测员之间的间隔并不等距，在接近预测的边缘附近的地方，密度最大。
在影子的北边缘，3 号至6号观测员没有看见太阳全部消失，而7 号以后的观测员大部分都说太阳全部被遮住了（ 有几个人的报告不太一致，可能因为他们没弄清楚观测的要求）。这说明北边缘在6 号和7 号观测员之间，他们站在预测边缘以北500 米和550 米处，于是得出影子的实际边缘在北部525±25 米处。
南部边缘的报告不太清楚，可能因为这几个观测员训练得太仓促。影子的确没扫过1 号至3 号观测员，但肯定扫过7 号到20 号，也可能扫过6 号。不过，4 号和5 号的报告似乎不太一致。因此，只能是影子的边缘在3 号和6 号，或3 号和7 号观测点中间的地方。测出影子边缘在预测位置以南800±300 米的地方。误差之所以这样大，是因为观测人员在预测现场站得太分散造成的。
这些天文学家是根据日全食的起止时间刚好定在每边影子的边缘以内。由此来确定影子的位置。实际测出的起止时间表明，拿着秒表的观察员的位置在北部边界以内2140 米，在南部边界以内2500 米。从观测地点看，可以确定影子的南、北边缘分别在预测边缘以北500 米，以南900 米处。综合所有数据，算出影子比预测的要宽1350 米。这就表明太阳的极半径比标准值小0.34 弧秒。
测量结果似乎说明，太阳的直径，尤其是两极之间的距离，比预计的要小。极径和赤道径之差，是由指示误差所造成的。若平均这两个值，就可得出一个折中数，即太阳的半径比标准值小0.2 弧秒。
1976 年和1979 年的日全食起止时间比标准值分别大0.13 和0.14 弧秒，1981年小0.05 弧秒。1983 年的数据与上述数据以及标准值都没有显著的差别。
英国科学家们认为，对这次取得的初步结果还要做大量的分析工作，包括核对所用地图的精确性、月亮边缘外形尺寸的精确度等等。
这次考察是测量太阳大小的一个重要开端。在不久的将来，人们一定会弄清楚太阳的直径是否在改变这一疑难问题。