Для определения эффективной температуры звёзд используют закон Стефана–Больцмана, согласно которому где P  — мощность излучения звезды (в ваттах),   — постоянная, S  — площадь поверхности звезды (в квадратных метрах), а T  — температура (в кельвинах). Известно, что площадь поверхности некоторой звезды равна м а мощность её излучения равна Найдите температуру этой звезды в кельвинах.