在地球大氣外距離太陽一個天文單位的地方，垂直於太Sunny束方向的單位面積上在單位時間內接收到的所有波長的太陽總輻射能量。通常用符號S來表示,單位為卡/（釐米立方•分鐘），或瓦/立方米。它隨波長的分佈稱為“大氣外太陽分光輻照”，其單位常用瓦/（立方厘米•微米）表示。太陽輻射的能量主要集中於可見光波段，因此太陽常數涉及的波段並不太寬,0.2～10.0微米波段的輻射已佔太陽常數的 99.9％，其中 0.3～3.0微米就佔97％左右。精確測定太陽常數和大氣外太陽分光輻照，不僅對於研究太陽和地球大氣結構十分重要，而且還可應用於氣象、航天、太陽能利用和環境科學等許多領域。太陽常數約為1.97卡/（釐米平方•分鐘）。 精確測定太陽常數比較困難，原因是必須考慮地球大氣對太陽輻射的吸收效應。目前所用的測量方法基本上有以下兩種。 地面分光和總輻射測量法 在地面（一般都在大氣稀薄的高山上）用太陽分光輻射儀測定太陽在不同高度(不同大氣質量)時輻射強度隨波長的相對分佈（稱為相對分光輻照），觀測達到的波段範圍大約為0.295～2.5微米。與此同時，用一架絕對能量標度的太陽總輻射儀測定同樣波段的總輻射能量，作為上述相對分佈的絕對能量定標。然後，對每一波長按照指數消光定律外推得到地球大氣外的太陽分光輻照，再對波長積分就得到大氣外0.295～2.5微米波段的太陽輻射能量（必須進行分光測量是因為指數消光定律只適用於單色輻射）。至於波長短於0.295微米和大於2.5微米的太陽輻射，則因地球大氣中臭氧、水汽和其他大氣分子的強烈吸收，不能到達地面，只能利用高空探測或理論推算得到。把所有波長的能量加在一起，並作日地距離改正後，即得到太陽常數。也可以用飛機（約在11～13公里高度）進行太陽分光和總輻射測量，要作的大氣吸收改正量比高山測量為小，但也存在一些問題，如需作飛機視窗改正，觀測的時間太短和大氣質量的變化範圍太小，因而具有隨機性和不利於外推等等。 高空總輻射測量法 在幾十公里以上的高空直接測量太陽的總輻射來獲得太陽常數。例如,在高空火箭（60公里以上高度）、人造衛星和宇宙飛船上測量太陽輻射，便無需作大氣消光改正，測得的結果作日地距離改正後即為太陽常數。如果用氣球在20～40公里的高空測量輻射，仍然需要作很小的大氣消光改正。其中的波長短於0.295微米的輻射因被高度約為 12～50公里的大氣臭氧層所吸收，仍然觀測不到，它們的輻射能量也只能採用火箭觀測結果或者進行理論推算。 太陽常數的觀測已有七十多年曆史。六十年代以前多用經典的地面測量方法，美國史密森天文臺的艾博特等人從二十世紀初到五十年代曾經進行長期和大量的測量。六十年代以後，由於高空技術的發展，更多地採用高空測量。在太陽常數的測量和推算中，由於所用的儀器裝置、觀測步驟、觀測點的大氣條件和大氣消光改正的方法等各不相同，同時在絕對標度校準和不同標度系統換算上也往往存在誤差，因此得到的最終結果很不一致。 太陽常數本身是否變化的問題，至今仍未研究清楚。太陽表面活動在輻射方面引起的瞬間變化（例如太陽耀斑引起的輻射增強）至少比太陽常數小4個數量級,完全可以忽略，因此太陽常數的變化是指太陽總輻射能量的平穩緩慢變化。五十年代以前史密森天文臺在長達半個世紀所作的測量表明,其變化在觀測精度(±1％)之內。1969年發射的行星際探測器“水手”6號和7號以及1975年發射的人造衛星“雨雲”6號的觀測結果,分別表明其變化範圍不超過儀器的測量精度的0.25％和0.20％。最近的研究還表明1969～1975年間太陽常數的變化不超過0.75％。因此，目前並不排除有小於1％的變化。
在地球大氣外距離太陽一個天文單位的地方，垂直於太Sunny束方向的單位面積上在單位時間內接收到的所有波長的太陽總輻射能量。通常用符號S來表示,單位為卡/（釐米立方•分鐘），或瓦/立方米。它隨波長的分佈稱為“大氣外太陽分光輻照”，其單位常用瓦/（立方厘米•微米）表示。太陽輻射的能量主要集中於可見光波段，因此太陽常數涉及的波段並不太寬,0.2～10.0微米波段的輻射已佔太陽常數的 99.9％，其中 0.3～3.0微米就佔97％左右。精確測定太陽常數和大氣外太陽分光輻照，不僅對於研究太陽和地球大氣結構十分重要，而且還可應用於氣象、航天、太陽能利用和環境科學等許多領域。太陽常數約為1.97卡/（釐米平方•分鐘）。 精確測定太陽常數比較困難，原因是必須考慮地球大氣對太陽輻射的吸收效應。目前所用的測量方法基本上有以下兩種。 地面分光和總輻射測量法 在地面（一般都在大氣稀薄的高山上）用太陽分光輻射儀測定太陽在不同高度(不同大氣質量)時輻射強度隨波長的相對分佈（稱為相對分光輻照），觀測達到的波段範圍大約為0.295～2.5微米。與此同時，用一架絕對能量標度的太陽總輻射儀測定同樣波段的總輻射能量，作為上述相對分佈的絕對能量定標。然後，對每一波長按照指數消光定律外推得到地球大氣外的太陽分光輻照，再對波長積分就得到大氣外0.295～2.5微米波段的太陽輻射能量（必須進行分光測量是因為指數消光定律只適用於單色輻射）。至於波長短於0.295微米和大於2.5微米的太陽輻射，則因地球大氣中臭氧、水汽和其他大氣分子的強烈吸收，不能到達地面，只能利用高空探測或理論推算得到。把所有波長的能量加在一起，並作日地距離改正後，即得到太陽常數。也可以用飛機（約在11～13公里高度）進行太陽分光和總輻射測量，要作的大氣吸收改正量比高山測量為小，但也存在一些問題，如需作飛機視窗改正，觀測的時間太短和大氣質量的變化範圍太小，因而具有隨機性和不利於外推等等。 高空總輻射測量法 在幾十公里以上的高空直接測量太陽的總輻射來獲得太陽常數。例如,在高空火箭（60公里以上高度）、人造衛星和宇宙飛船上測量太陽輻射，便無需作大氣消光改正，測得的結果作日地距離改正後即為太陽常數。如果用氣球在20～40公里的高空測量輻射，仍然需要作很小的大氣消光改正。其中的波長短於0.295微米的輻射因被高度約為 12～50公里的大氣臭氧層所吸收，仍然觀測不到，它們的輻射能量也只能採用火箭觀測結果或者進行理論推算。 太陽常數的觀測已有七十多年曆史。六十年代以前多用經典的地面測量方法，美國史密森天文臺的艾博特等人從二十世紀初到五十年代曾經進行長期和大量的測量。六十年代以後，由於高空技術的發展，更多地採用高空測量。在太陽常數的測量和推算中，由於所用的儀器裝置、觀測步驟、觀測點的大氣條件和大氣消光改正的方法等各不相同，同時在絕對標度校準和不同標度系統換算上也往往存在誤差，因此得到的最終結果很不一致。 太陽常數本身是否變化的問題，至今仍未研究清楚。太陽表面活動在輻射方面引起的瞬間變化（例如太陽耀斑引起的輻射增強）至少比太陽常數小4個數量級,完全可以忽略，因此太陽常數的變化是指太陽總輻射能量的平穩緩慢變化。五十年代以前史密森天文臺在長達半個世紀所作的測量表明,其變化在觀測精度(±1％)之內。1969年發射的行星際探測器“水手”6號和7號以及1975年發射的人造衛星“雨雲”6號的觀測結果,分別表明其變化範圍不超過儀器的測量精度的0.25％和0.20％。最近的研究還表明1969～1975年間太陽常數的變化不超過0.75％。因此，目前並不排除有小於1％的變化。