19世纪80年代以前，许多天文学家都想知道太阳的表面温度，但是苦于理论基础的空缺，导致一片混乱局面。推算方法和结果也千差万别，应有尽有。直到奥地利物理学家斯特藩和玻尔兹曼在实验中得到并推出了斯特藩-玻尔兹曼定律：即一个黑体在单位面积上的辐射功率（即每秒辐射能量）正比于绝对温度的四次方，比例系数为斯特藩-玻尔兹曼常数。推算太阳表面温度开始有了理论基础。
方法一
理想黑体可以吸收所有照射到它表面的电磁辐射，并将这些辐射转化为热辐射，恒星辐射大都比较接近黑体辐射。因此可得下式。
解得太阳表面温度约为5780K。
方法二
地球的平均温度约为290K（即17℃，对地域和时间的双重平均），这样温度的星球也会向外辐射能量，而这个能量也可以近似使用斯特藩-玻尔兹曼定律。由于地球表面的能量主要来自阳光，因此地球能维持目前的表面温度，说明它向外辐射的能量和接受的阳光能量基本相等。因此可得下式。
解得太阳表面温度约为6000K。
这个方法精确度稍差，但是不需要知道太阳的光度，不需要知道斯特藩-玻尔兹曼常数，依然可以推算出太阳的表面温度。
方法三
在斯特藩-玻尔兹曼定律问世不久，德国物理学家维恩证明了维恩位移定律。这一定律表明，表面温度越高的物体，其光谱分布向短波方向偏移，表现在颜色上则是向蓝色方向偏移。利用这一特点，天文学家将恒星依据光谱特征分为7个大类，分别标记为O、B、A、F、G、K、M。其中O型天体为蓝色，表面温度最高，在33000K以上；M型天体为红色，表面温度最低，在3700K以下。像太阳这样的黄色天体为G型，表面温度在5200～6000K之间。
小结
太阳的表面温度无法直接测量，需要一定方法进行推算。但是太阳的表面温度完全取决于太阳上的物理过程，绝不可能是恒定不变的。通过对太阳常数（地球位置单位面积每秒接受的太阳辐射）的测量，太阳常数一年当中的变化幅度在1%左右。
