Для определения эффективной температуры звезд используют закон Стефана–Больцмана, согласно которому мощность излучения нагретого тела \(\normalsize P\) , измеряемая в ваттах, прямо пропорциональна площади его поверхности и четвертой степени температуры: \(\normalsize {P=\sigma ST^4}\) , где \(\normalsize \sigma=5,7\cdot10^{-8}\) – постоянная, площадь \(\normalsize S\) измеряется в квадратных метрах, а температура \(\normalsize T\) – в градусах Кельвина. Известно, что площадь поверхности некоторой звезды равна \(\normalsize {S=\dfrac{1}{81}\cdot10^{21}}\) м2, а излучаемая ею мощность \(\normalsize P\) не менее \(\normalsize 9,12\cdot10^{26}\) Вт. Найдите температуру этой звезды в Кельвинах.