Для определения эффективной температуры звёзд используют закон Стефана–Больцмана, согласно которому , где — мощность излучения звезды (в Ваттах), — постоянная, м — площадь поверхности звезды (в квадратных метрах), а — температура (в кельвинах). Известно, что площадь поверхности не-которой звезды равна м, а мощность её излучения равна Вт. Найдите температуру этой звезды в Кельвинах.