Для определения эффективной температуры звёзд Стефана Больцмана, согласно которому РоЅT, где Р звезды (в ваттах), -5,7-10-8 м² к используют закон мощность излучения постоянная, S…

Для определения температуры звезды можно использовать закон Стефана-Больцмана:

\[ P = \sigma S T^4 \]

где:

• \(P\) — мощность излучения звезды (Вт),
• \(\sigma\) — постоянная Стефана-Больцмана (\(5.67 \times 10^{-8} \, \text{Вт/(м}^2\cdot\text{К}^4\text{)}\)),
• \(S\) — площадь поверхности звезды (м²),
• \(T\) — температура звезды (К).

Из задачи нам известны:

• \(S = 100 \, \text{м}^2\),
• \(P = 1.824 \times 10^{26} \, \text{Вт}\).

Подставим известные значения в уравнение:

\[ 1.824 \times 10^{26} = 5.67 \times 10^{-8} \cdot 100 \cdot T^4 \]

Упростим уравнение:

\[ 1.824 \times 10^{26} = 5.67 \times 10^{-6} \cdot T^4 \]

Теперь выразим \(T^4\):

\[ T^4 = \frac{1.824 \times 10^{26}}{5.67 \times 10^{-6}} \]

Посчитаем правую часть:

\[ T^4 = 3.22 \times 10^{31} \]

Теперь найдём температуру \(T\):

\[ T = (3.22 \times 10^{31})^{1/4} \]

Теперь сделаем вычисление:

\[ T \approx 1.291 \times 10^{7} \, \text{К} \]

Таким образом, температура звезды составляет примерно \(1.29 \times 10^{7} \, \text{К}\).