W większości przypadków ktoś, kto mówi lub pisze o temperaturze Słońca ma na myśli tzw. temperaturę efektywną T_eff, która jest miarą energii emitowanej przez jednostkę powierzchni Słońca w jednostce czasu, zgodnie ze wzorem

L = 4 pi R²sigma (T_eff)⁴ (1),

w którym L jest mocą rozwijaną przez Słońce (astronomowie mówią: mocą promieniowania), R – promieniem Słońca, a sigma stałą fizyczną (tzw. stałą Stefana-Boltzmanna). Wzór (1) podpowiada, jak wyznaczyć T_eff: 1) Mierzymy stałą słoneczną (jest to ilość energii przepływającej w jednostce czasu przez jednostkę powierzchni prostopadłej do kierunku Ziemia-Słońce). Pomiar trzeba przeprowadzić poza atmosferą Ziemi, która częściowo pochłania, a częściowo odbija promieniowanie Słońca. 2) Mnożąc wynik pomiaru przez powierzchnię kuli o promieniu równym odległości Ziemia-Słońce otrzymujemy moc promieniowania Słońca. 3) Ze wzoru (1) wyliczamy T_eff – wynosi ona 5780 K. W znacznie prostszy sposób można wyznaczyć temperaturę Słońca korzystając z prawa przesunięć Wiena

T_wl_max = 0.29 (2),

w którym temperatura T_w jest wyrażona w stopniach Kelvina, a l_max wyrażoną w centymetrach długością fali, dla której widmo promieniowania Słońca osiąga maksimum (jak poprzednio, trzeba ją wyznaczyć poza obrębem atmosfery). l_max i T_w wynoszą odpowiednio ok. 5×10^-5 cm i ok. 5800 K. Gdyby Słońce świeciło tak jak idealny twór nazywany przez fizyków ciałem doskonale czarnym, T_w byłoby równe T_eff. W rzeczywistości jedna wartość temperatury (wszystko jedno, czy będzie to T_eff, czy T_w) nie wystarcza do scharakteryzowania powierzchniowych warstw Słońca, w których stan materii silnie zmienia się wraz z głębokością (oczywiście im głębiej, tym goręcej). Informacji o przebiegu temperatury w funkcji głębokości dostarczają szczegółowe badania linii widmowych.