Example
Для определения эффективной температуры звёзд используют закон Стефана–Больцмана, согласно которому P=σST⁴, где P — мощность излучения звезды, σ=5,7⋅10⁻⁸ Вт/(м²⋅К⁴) — постоянная, S — площадь повехности звезды, а T — температура. Известно, что площадь поверхности некоторой звезды равна 1/27⋅10²⁰ м², а мощность её излучения равна 1,71⋅10²⁵Вт. Найдите температуру этой звезды в градусах Кельвина.

Example
Для определения эффективной температуры звёзд используют закон Стефана–Больцмана, согласно которому P=σST⁴, где P — мощность излучения звезды, σ=5,7⋅10⁻⁸ Вт/(м²⋅К⁴) — постоянная, S — площадь повехности звезды, а T — температура. Известно, что площадь поверхности некоторой звезды равна 1/81⋅10²¹, а мощность её излучения равна 9,12⋅10²⁶Вт. Найдите температуру этой звезды в градусах Кельвина.

Example
Для определения эффективной температуры звёзд используют закон Стефана–Больцмана, согласно которому мощность излучения P (в ваттах) нагретого тела прямо пропорциональна площади его поверхности и четвёртой степени температуры: P=σST⁴, где σ=5,7⋅10^− 8 — постоянная, площадь поверхности S измеряется в квадратных метрах, а температура T — в градусах Кельвина. Известно, что некоторая звезда имеет площадь поверхности S=1/18⋅10²¹ м ², а излучаемая ею мощность P равна 4,104⋅10²⁷ Вт. Определите температуру этой звезды. Дайте ответ в градусах Кельвина.