1。 Stefan-Boltzmann Law：
Stefan-Boltzmannの法律は、ブラックボディによって放射される総電力は、その絶対温度の4番目の力に比例していると述べています。総太陽放射照度（単位面積あたりの太陽から放出される電磁放射の量）を測定し、太陽が黒体のように振る舞うと仮定すると、科学者はその表面温度を推定できます。 Stefan-Boltzmannの法律は以下によって与えられます。
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l =σt^4
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- どこ：
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-Lは総光度（電力放射）です
-σはstefan-boltzmann定数です
-Tは絶対温度です
太陽放射照度の測定は、宇宙船の機器を使用して、または地上ベースの観測を使用して行うことができます。
2。分光分析：
太陽は、可視光、紫外線、X線など、広範囲の波長にわたって電磁放射を放出します。日光のスペクトルを分析することにより、科学者は、コアを含む太陽の大気中の異なる層の温度を決定できます。 1つの手法には、温度に敏感な特定のスペクトルラインの強度を調べることが含まれます。コア温度は、観測された層から太陽の中心に温度測定値を外挿することで推定できます。
3。ソーラーモデル：
科学者は、物理学と観察の理解に基づいて、太陽の内部の詳細な数学モデルを構築します。これらのモデルには、核融合反応、ガス圧、不透明度、エネルギー輸送など、さまざまな物理的プロセスが組み込まれています。入力パラメーターを調整し、モデルの予測を観測と比較することにより、科学者は中心温度を含む太陽の内部構造と温度を推定できます。
4。 helioseismology：
Heliosemismologyは、太陽の内部で発生する振動（地震波）の研究です。地震学者が地震波を使用して地球の内部を研究する方法と同様に、ヘリオシズム学者は太陽振動を使用して太陽の内部構造とダイナミクスを調べます。これらの振動の周波数とパターンを分析することにより、科学者は、コアを含む太陽の中の異なる層の温度、密度、および組成に関する情報を推測できます。
複数の方法と測定を組み合わせて、科学者は、太陽の中心温度を約1500万ケルビン（K）または華氏2700万度（°F）と推定しています。ただし、さまざまな手法が、観測とモデルの固有の不確実性と制限により、わずかに変化する推定値を提供する可能性があることに注意する価値があります。太陽物理学における継続的な観察と進歩は、太陽の内部構造と特性の理解を改善するのに役立ちます。
