1. Loi de déplacement de Wien:
* Cette loi stipule que la longueur d'onde maximale du rayonnement émise par un corps noir (comme le soleil) est inversement proportionnelle à sa température.
* En analysant le spectre du soleil (la distribution de la lumière à différentes longueurs d'onde), nous pouvons identifier la longueur d'onde de pointe et calculer la température.
2. STEFAN-BOLTZMANN LOI:
* Cette loi relie l'énergie totale rayonnée par un corps noir à sa température.
* Nous pouvons mesurer l'énergie totale reçue du soleil sur Terre et, en connaissant la distance entre la terre et le soleil, nous pouvons calculer la température du soleil.
3. Analyse spectroscopique:
* En analysant les lignes d'absorption et d'émission dans le spectre du soleil, nous pouvons déterminer les températures de couches spécifiques dans l'atmosphère du soleil.
* Ces lignes correspondent à des transitions entre les niveaux d'énergie des atomes et des ions, qui sont sensibles à la température.
4. Modèles solaires:
* Les scientifiques créent des modèles informatiques du soleil qui intègrent des lois physiques et des données sur la composition, la structure et la production d'énergie du Soleil.
* Ces modèles prédisent la température à différentes profondeurs du soleil.
5. Héliosismologie:
* En étudiant les oscillations (ondes sonores) dans le soleil, nous pouvons déduire des informations sur la structure et la température internes du soleil.
La température du soleil:
* Température de surface: ~ 5 778 K (10 000 ° F)
* Température centrale: ~ 15 millions de K (27 millions ° F)
Ces techniques permettent aux scientifiques d'obtenir une image assez précise de la température du soleil, malgré le fait qu'il est impossible de le mesurer directement.
