1。ウィーンの避難法：
*この法則では、ブラックボディ（完全なエミッターと放射の吸収体）によって放出される光のピーク波長は、その温度に反比例していると述べています。
*科学者は太陽のスペクトルを測定し、約500ナノメートル（緑色の光）に対応する波長でピーク強度を見つけます。
* Wienの変位法を使用して、摂氏約5,500度（華氏9,932度）の表面温度を計算します。
2。 Stefan-Boltzmann Law：
*この法律は、ブラックボディによって放射される総エネルギーをその温度に関連付けています。
*科学者は、太陽の総エネルギー出力（光度）とその半径を測定します。
* Stefan-Boltzmannの法則を使用して、約5,778ケルビン（華氏9,941度）の表面温度を計算します。
3。分光法：
*太陽の光の中でスペクトル線を分析することにより、科学者は太陽大気中のさまざまな元素の存在量と温度を決定できます。
*スペクトル線の幅と形状は、それらを発するガスの温度に関する情報を提供します。
4。ソーラーモデル：
*科学者は、太陽の内部と雰囲気をシミュレートするコンピューターモデルを作成します。
*これらのモデルには、観測から物理法則とデータが組み込まれており、太陽の中の異なる深さで温度を計算できます。
5。宇宙船の観察：
*太陽光観測所や太陽光圏のような衛星（SOHO）やパーカーの太陽プローブは、太陽の温度と放射を直接測定します。
*これらの測定値は、太陽のコロナ（外気）とその動的プロセスに関する詳細な情報を提供します。
キーポイント：
*各方法は、太陽の温度についてわずかに異なる視点を提供しますが、一般に、摂氏約5,500〜5,800度の表面温度に同意します。
*太陽のコアははるかに暑く、核融合反応のために数百万℃に達します。
*温度は太陽全体で変化し、コアから表面に向かって移動すると涼しくなります。
これらの方法により、科学者は太陽の温度とその内部プロセスの理解を絶えず改善し、恒星の進化と宇宙での私たちの場所の知識に貢献することができます。
