Bilan rédigé

Au cœur du Soleil, des réactions de fusion nucléaire libèrent de l'énergie. La fusion des noyaux d'hydrogène explique la température très élevée du Soleil. Cette fusion s'accompagne d'une perte de masse continue du Soleil, de par l'équivalence masse-énergie (relation d'Einstein). 

Le Soleil, comme tout corps chaud, émet des rayonnements électromagnétiques et donc perd de l'énergie sous forme de rayonnement. Il émet dans tous les domaines de rayonnements électromagnétiques.

L'étude du spectre du Soleil permet de déterminer sa température de surface en utilisant le modèle du corps noir. Dans ce modèle, la longueur d'onde d'émission maximale est inversement proportionnelle à la température (loi de Wien) et la puissance émise par unité de surface est proportionnelle à la puissance quatrième de la température (loi de Stefan).

La puissance radiative reçue par une surface dépend de l'angle entre la surface et les rayons incidents du Soleil. Cette puissance reçue est proportionnelle à la surface. 

Sur Terre, la puissance solaire radiative reçue pour une unité de surface dépend de l'heure, de la saison et de la position sur le globe terrestre.