1.2.1 Masse, diamètre, luminosité, température ...

Une fois que les distances à l'intérieur du système solaire sont connues, l'utilisation d'une des lois de Kepler et les mesures en laboratoire de la constante de gravitation permettent d'obtenir la masse du Soleil. Elle est de (1,9891 0,0012). kg.

La détermination de son diamètre nécessite la connaissance au préalable de la distance Terre-Soleil et du diamètre angulaire apparent du disque solaire. Ce diamètre angulaire est défini comme la distance angulaire séparant les points d'inflexion de deux profils d'intensité pris sur les limbes opposés. Ces profils peuvent être obtenus par mesures photoélectriques. Le point d'inflexion d'un profil d'intensité du limbe correspond en fait à une épaisseur optique comprise entre 0,001 et 0,004 suivant la longueur d'onde. Une épaisseur optique de 1, pour laquelle le rayon devrait être mesuré, ne s'atteignant que bien plus bas dans l'atmosphère, le rayon est pris comme étant égal à 6,96. m. Les modèles d'évolution du Soleil sur la séquence principale montrent que son rayon augmente de l'ordre de 2,9 cm par an (Iben 1967).

Connaissant sa masse et son rayon, on peut calculer la densité du Soleil : 1,408 g/cm. Ceci est bien évidemment une moyenne, la densité au centre étant 100 fois supérieure et celle dans les couches externes environ 1000 fois plus faible.

L' accélération gravitationnelle est donnée par : m/s.

La luminosité solaire est définie comme étant l'énergie totale émise (par unité de temps) sous forme de radiations électromagnétiques ou sous forme de photons. Elle est reliée au flux total mesuré au niveau de l'orbite terrestre appelé aussi irradiance totale à une unité astronomique ou aussi constante solaire S : .
Les quantités et S sont intégrées sur tout le spectre électromagnétique et A est la distance Terre-Soleil moyenne. En raison de l'absorption atmosphérique terrestre, les mesures de la constante solaire se font à l'aide d'instruments placés à bord de satellites. L'instrument ACRIM à bord du satellite SMM mesura une valeur de l' irradiance totale de (1367 2) W/m. En prenant A=1,496. m, la luminosité solaire est de = (3,845 0,006). W. C'est l'énergie émise sous forme de rayonnements chaque seconde. D'après la théorie de l'évolution stellaire, la luminosité totale aurait été de 72 % sa valeur actuelle il y a 4,5 milliards d'années.

La température effective peut être à présent calculée à partir de la loi de Stéfan : = . Sachant que = 5,67032. W/m /K , la température effective du Soleil est = (5777 2,5) K. C'est celle du corps noir équivalent. Cependant, la température du corps noir varie avec la longueur d'onde parce que le milieu constituant la photosphère n'a pas la même opacité à toutes les longueurs d'onde. Ceci provient de la façon dont la matière stellaire interagit avec les photons. Par exemple, des photons de longueur d'onde inférieure à 912 Å ionisent l'hydrogène dans son état fondamental. Les observations dans l'ultraviolet montrent en effet une variation brutale de la luminance spectrale au voisinage de 912 Å : c'est ce qui est appelé la discontinuité de Lyman. L'opacité due à l'ionisation de l'hydrogène diminue avec l'augmentation de la longueur d'onde.
Pour le Soleil, l'opacité continu dans la photosphère est dominé par l'ion H . Bien que atomes d'hydrogène se transforme en , c'est suffisant pour rendre compte du flux et du spectre solaire dans la partie visible.