Zakładając, że słońce jest idealnym emiterem promieniowania: [latex]P=4pi R^2sigmacdot T^4[/latex] gdzie pojawiająca się sigma to stała Stefana-Boltzmanna (bez znaczenie ;)) pisząc taki sam wzór dla dowolnej innej gwiazdy i dzieląc stronami: [latex]frac{P}{P_g}=frac{R^2}{R_g^2}cdotfrac{T^4}{T_g^4}[/latex] w naszym przypadku: [latex]P_g=50P\ R_g=4R\ frac{1}{50}=frac{1}{16}cdotfrac{T^4}{T_g^4}\ T_g^4=frac{50}{16}T^4\ T_g=0.5Tsqrt[4]{50}approx1.33T[/latex] co po zaczerpnięciu danych z tablic fizycznych: [latex]T=5780KRightarrow T_g=7685K[/latex] pozdrawiam --------------- "non enim possumus quae vidimus et audivimus non loqui"
