Z prawa przesunięć Wiena, znajdujemy temperaturę powierzchni słońca: [latex]T= dfrac{b}{lambda} [/latex] Następnie z prawa Stefana-Boltzmanna obliczamy zdolność emisyjną słońca (moc na jednostkę powierzchni): [latex]R=sigma T^4=sigmaleft (dfrac{b}{lambda} ight)^4[/latex] Energia wypromieniowana przez całą powierzchnię słońca w czasie t: [latex]E=RSt=sigmaleft(dfrac{b}{lambda} ight)^4cdot4pi r^2cdot t[/latex] b - stała Wiena sigma - stała Stefana-Boltzmanna Słońce zamienia masę na energię, Związek ten opisuje wzór: [latex]E=mc^2[/latex] Czyli: [latex]m= dfrac{E}{c^2} =sigmaleft(dfrac{b}{lambda} ight)^4cdotdfrac{4pi r^2t}{c^2}[/latex] Po podstawieniu danych, powinno wyjść jakieś 4,4·10⁷ kg
