L'energia totale irraggiata dal S. è determinata tramite la costante solare, che è la quantità di energia che nell'unità di tempo colpirebbe l'unità di area posta perpendicolarmente al S., nell'ipotesi che l'atmosfera fosse completamente trasparente alla radiazione di qualunque lunghezza d'onda. La costante solare viene misurata tramite attinometri, o pireliometri, operando a quote differenti ed estrapolando i valori così ottenuti fuori dell'atmosfera. Il valore attuale della costante solare è di 1,374´106 erg cm-2 s-1=1,374×kW×m-2=1,97 cal/cm² al minuto. Osservazioni recenti, da satellite, hanno dimostrato che la costante solare presenta piccole oscillazioni di poche unità percentuali attorno al valore riportato. Uno dei sette strumenti di bordo del Solar Maximum Mission è specificamente dedicato alla misura della costante solare e delle sue variazioni. È costituito da tre pireliometri speciali che sinora hanno registrato variazioni della costante solare di due tipi: uno lento, che porta a variazioni pari anche allo 0,06% della radiazione complessiva nel tempo di alcuni giorni, e uno più veloce, che porta a variazioni dell'ordine dello.0,02% nell'intervallo di tempo di un giorno. Per quanto piccole, queste variazioni potrebbero avere effetti rilevanti sulla Terra e potrebbero essere anche state responsabili dell'avvento di alcune ere glaciali. Il S. irraggia quindi 3,86´1033 erg s-1 (di cui solo una parte su due miliardi viene ricevuta, ma non utilizzata completamente, dalla Terra). Ogni cm² della superficie del S. irraggia quindi 6,35´1010 erg s-1. Il S. si discosta, in modo anche marcato in particolari intervalli di lunghezze d'onda, da un corpo nero. Lo spettro solare è di tipo G1 (classe di luminosità V); il S. è quindi una stella nana della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung e Russell. La parte più osservata e conosciuta dello spettro solare è quella compresa fra 3000 e 20.000 Å, in quanto tale intervallo di lunghezze d'onda è il più facilmente accessibile alle osservazioni; lo spettro solare nel visibile, come per la quasi totalità delle stelle, è uno spettro continuo sul quale sono sovrapposte numerose righe in assorbimento, le cosiddette righe di Fraunhofer, dal nome dell'astronomo che ne osservò e catalogò 567 nel 1814 (le righe di Fraunhofer furono in realtà scoperte da W. H. Wollaston nel 1802). I moderni atlanti o cataloghi spettroscopici classificano oltre 20.000 righe secondo la rispettiva lunghezza d'onda, identificando inoltre, per il 70% di esse, l'elemento, il relativo stato di ionizzazione e la transizione elettronica che le hanno generate. Le righe più intense sono identificate ancora dalle lettere attribuite loro da Fraunhofer. Nello spettro solare sono state finora identificate le righe prodotte da più di 70 elementi atomici; sono state osservate anche le bande prodotte da molecole semplici (biatomiche), fra cui quelle degli ossidi di titano, di magnesio e di alluminio, degli idruri di calcio, magnesio e silicio e del cianogeno. Nell'ultravioletto, osservato da almeno un centinaio di km al di fuori dell'atmosfera terrestre, lo spettro solare ha un aspetto differente; le righe presenti sono in emissione; la più intensa è la riga Lyman a a 1216 Å. Nella regione dei raggi X, a lunghezza d'onda intorno a 1 Å, il S. appare molto brillante, con temperature di brillanza attorno al milione di K, quali sono le temperature della corona che emette tale radiazione; non è stato sinora possibile rilevare righe spettrali nell'intervallo dei raggi X.

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