(2.18)
где а - большая полуось эллипса. Эта формула называется интегралом энергии. Если точка m движется по кругу, т.е. r = а, то из уравнения (2.18) следует
(2.19)
а если точка m движется по параболе, то а = Ґ и
(2.20)
Скорость vc называется круговой скоростью, а vп - параболической скоростью. Скорость эллиптического движения vэ заключена в пределах 0 < vэ < vп , а гиперболическая скорость vr > vп . Гиперболическая орбита определяется теми же шестью элементами, что и эллиптическая (см. § 41), только вместо большой полуоси а = Ґ дается перигельное расстояние q. Параболическая орбита определяется пятью элементами: i, <, w, t0 и q, так как для параболы а = Ґ и е = 1.
§ 49. Первый (обобщенный) закон Кеплера
Законы Кеплера были получены им эмпирически в результате исследования видимых движений планет. Поэтому первый закон Кеплера в формулировке, данной в § 40, справедлив лишь в отношении больших планет и тех тел Солнечной системы (некоторых комет, астероидов), которые движутся вокруг Солнца по замкнутым орбитам. Если же иметь в виду движения небесных тел вообще, то на основании предыдущего параграфа этот закон надо сформулировать в следующем виде: под действием силы притяжения одно небесное тело движется в поле тяготения другого небесного тела по одному из конических сечений - кругу, эллипсу, параболе или гиперболе. В этой формулировке первый закон Кеплера будет справедлив уже для всех комет, орбиты которых либо эллипсы, либо параболы, либо гиперболы; он будет справедлив и для спутников больших планет, орбиты которых эллипсы, но в их фокусах находятся большие планеты, и для физических двойных звезд (см. § 154), обращающихся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс, и т.д. При этом форма и размеры орбит тел зависят только от величины начальной скорости.
§ 50. Второй закон Кеплера
Возьмем прямоугольную систему координат, начало которой находится в центре притяжения, а плоскость ху совпадает с плоскостью орбиты тела.
Проектируя ускорение и силу на координатные оси х и у (рис. 31), напишем основное уравнение динамики (2.14) в следующем виде: Умножая эти уравнения соответственно на у и х и вычитая первое из второго, получим или Поскольку сила центральная, то имеет место соотношение Поэтому или
(2.21)
В полярных координатах х = r cos q, у = r sin q, где r - расстояние точки от начала координат (радиус-вектор точки), а q полярный угол (истинная аномалия). Если перейти от прямоугольной системы координат к полярным координатам, то выражение (2.21) будет иметь вид
(2.22)
т.e. площадь, описанная радиусом-вектором за единицу времени, есть величина постоянная. Это есть математическое выражение второго закона Кеплера (см. § 40). § 51. Третий (уточненный) закон Кеплера
При круговом движении ускорение w = w2r, где угловая скорость , а Т - период обращения по окружности. Следовательно, ускорение Если рассматривать относительное движение по кругу небесного тела с массой т вокруг центрального тела с массой M, то согласно уравнению (2.17) относительное ускорение Так как w и wот - одно и то же ускорение, то, приравняв их правые части, получим
(2.23)
Если рассматривать движение небесного тела по эллипсу, то получится соотношение, аналогичное (2.23), только в нем радиус круга r заменится на большую полуось а, а T будет означать период обращения тела по эллипсу. Напишем это соотношение для двух тел, массы которых т1 и т2 , большие полуоси их эллиптических орбит а1 и a2 , а периоды их обращений вокруг их центральных тел с массами М1 и М2 обозначим через T1 и T2 . Тогда откуда
(2.24)
Это точное выражение третьего закона Кеплера. Если рассматривать движение двух планет вокруг Солнца, т.e. вокруг одного и того же тела (М1 = М2 ), и пренебречь массами планет (т1 " m2 = 0) в сравнении с массой Солнца, то получим формулу (2.7), выведенную Кеплером из наблюдений: Так как массы планет в сравнении с массой Солнца незначительны, то формула Кеплера достаточно хорошо согласуется с наблюдениями. Формулы (2.23) и (2.24) играют большую роль в астрономии: они дают возможность определять массы небесных тел (см. § 58).
§ 52. Понятие о возмущенном движении
Если бы какое-нибудь тело Солнечной системы притягивалось только Солнцем, то оно двигалось бы вокруг Солнца точно по законам Кеплера. Такое движение, соответствующее решению задачи двух тел, называют невозмущенным. В действительности же все тела Солнечной системы притягиваются не только Солнцем, но и друг другом. Поэтому ни одно тело в Солнечной системе не может точно двигаться по эллипсу, параболе, гиперболе и тем более по кругу. Отклонения в движениях тел от законов Кеплера называются возмущениями, а реальное движение тел - возмущенным движением. Возмущения тел Солнечной системы имеют очень сложный характер, и их учет чрезвычайно труден, хотя они сравнительно и невелики, так как массы этих тел по сравнению с массой Солнца очень малы (общая их масса меньше массы Солнца). Возмущения можно рассматривать как различие между положениями светила при возмущенном и невозмущенном движениях, а возмущенное движение тела представлять как движение по законам Кеплера с переменными элементами его орбиты. Изменения элементов орбиты тела вследствие притяжения его другими телами, помимо центрального, называются возмущениями, или неравенствами элементов. Возмущения элементов делятся на вековые и периодические. Вековые возмущения тел Солнечной системы зависят от взаимного расположения их орбит, которое в течение очень больших промежутков времени изменяется очень мало. Поэтому вековые возмущения элементов происходят в одном и том же направлении и величина их приблизительно пропорциональна времени. Вековым возмущениям подвержены два элемента орбиты - долгота восходящего узла < и долгота перигелия p. Периодические возмущения зависят от относительного положения тел на их орбитах, которое при движении по замкнутым орбитам повторяется через определенные промежутки времени. Поэтому периодические возмущения элементов орбит происходят попеременно то в одном, то в противоположном направлении, и им подвержены в той или иной степени все элементы орбит. Так как у больших планет невозмущенные орбиты - замкнутые кривые (эллипсы), а вековым возмущениям подвержены только долготы узлов и долготы перигелиев, то планетная система должна в ближайшем будущем остаться в существенных своих чертах такой же, какой она является в настоящее время. Однако вопрос об устойчивости Солнечной системы в течение чрезвычайно длительных промежутков времени, например, в течение нескольких миллиардов лет, остается нерешенным.
§ 53. Понятие о возмущающей силе
Пусть имеются три небесных тела: Солнце С с массой М, планета P1 с массой m1 на расстоянии r1 от центра Солнца и планета Р2 с массой т2 на расстоянии r2 от центра Солнца и на расстоянии r от планеты Р1 (рис. 32). Все три тела действуют друг на друга по закону всемирного тяготения Ньютона. Солнце получает ускорение по направлению СР2 от планеты P1 и ускорение по направлению СР2 от планеты Р2 . Рассмотрим движение планеты P1 относительно Солнца. В этом случае на планету P1 будут действовать силы, вызывающие следующие ускорения:
по направлению P1C,
по направлению Р1Р2 , и
по направлению, параллельному Р2С . Первое ускорение w есть ускорение относительного движения, вызванное притяжением Солнца; оно обусловливает движение планеты P1 вокруг Солнца но законам Кеплера.
Ускорения w' и w" составляют ускорение возмущающей силы и обусловливают отклонения в движении планеты P1 от законов Кеплера. Возмущающая сила, следовательно, состоит из двух сил: из силы действия планеты P2 на планету P1 и из силы действия планеты Р2 на Солнце. Так как ускорение w" откладывается в сторону, противоположную w2 , то возмущающая сила есть геометрическая разность действий возмущающего тела на планету и на Солнце. Как видно из рис. 32, возмущающая сила (возмущающее ускорение) в общем случае не направлена к возмущающему телу, т.е. к планете Р2 . Возмущающая сила будет направлена точно к возмущающему телу Р2 только в том случае, если тела P1 и P2 находятся на одной прямой с Солнцем и притом оба по одну сторону от него (в порядке CP1P2 или CP2P1 ). Если же тела P1 и Р2 находятся на одной прямой (P1CP2 ) с Солнцем, но по разные стороны от него, то возмущающая сила направлена от возмущающего тела. Величина и направление возмущающей силы вследствие движения тел непрерывно меняются.
§ 54. Сила, возмущающая движение Луны
Для Луны центральным телом является Земля, а основным возмущающим телом Солнце. Притяжения планет также влияют на движение Луны, но вызываемые ими возмущения сравнительно невелики и во много раз меньше возмущений, вызываемых Солнцем. Притяжение Солнца сообщает Луне ускорение где М - масса Солнца, a r1 - расстояние Луны от Солнца. Земля же притягивает Луну с силой, сообщающей Луне ускорение где т - масса Земли, а r - расстояние Луны от Земли. Разделив первое ускорение на второе, получим Так как = 333000 (см. § 58), а то сила притяжения Луны Солнцем в два с лишним раза больше силы притяжения Луны Землей. Но на движение Луны относительно
Земли влияет не сила притяжения ее Солнцем, а разность притяжении Солнцем Луны и Земли (см. § 53). А так как ускорение Земли от притяжения Солнцем где а - расстояние Земли от Солнца, то, следовательно, возмущающее ускорение w1 движения Луны равно разности ускорений w и w'. Наибольшего значения это ускорение w1 , а следовательно, и возмущающая сила, достигает тогда, когда Луна L1 находится между Солнцем С и Землей Т (рис. 33). В этом случае возмущающее ускорение Так как r мало по сравнению с а, то а - r мало отличается от а, и скобки в знаменателе можно заменить через а2, а в числителе пренебречь величиной r2. Тогда В положении L3 (рис. 33) ускорение, сообщаемое Луне Солнцем, почти такое же. Действительно, в этом случае Таким образом, сила, возмущающая движение Луны, обратно пропорциональна не квадрату, а кубу расстояния до возмущающего тела (Солнца), и величина ее составляет: т.е. приблизительно силы притяжения Луны Землей. В положении L1 возмущающая сила Солнца отдаляет Луну от Земли, а в положении L3 отдаляет Землю от Луны. В положениях L2 и L4 возмущающая сила несколько сближает Луну и Землю, так как силы, с которыми Солнце притягивает их, в этих случаях равны по величине, а направления сил сходятся под острым углом.
§ 55. Приливы и отливы
Так как размеры Земли не бесконечно малы по сравнению с расстояниями до Луны и Солнца, то, независимо от формы Земли, силы лунного и солнечного притяжения на разные точки Земли неодинаковы. В результате появляется возмущающая сила, действующая на эти точки сообразно различным расстояниям и направлениям от этих точек до притягивающего тела. Если бы Земля была абсолютно твердым телом, т.е. ее точки не могли бы изменять своего положения относительно центра Земли, то под действием этих возмущающих сил в теле Земли появились бы только едва заметные натяжения. Но Земля не абсолютно твердое тело, поэтому действие возмущающих сил на некоторые части земной поверхности вызывает явления, которые называются приливами и отливами. Допустим для простоты, что твердая поверхность Земли со всех сторон равномерно покрыта океаном (рис. 34). Луна притягивает к себе каждую частицу твердой поверхности Земли и каждую каплю воды в океане, сообщая им ускорения обратно пропорциональные квадрату расстояния между частицей и центром Луны. Равнодействующая ускорений, сообщаемых твердым частицам, проходит через центр Земли Т и равна где m - масса Луны, а r - расстояние центра Луны от центра Земли. Что же касается воды океана, то в точке A ускорение больше, чем wT , а в точке В оно меньше wT , так как
и где R - радиус Земли. Относительное ускорение (относительно центра Земли) в точке A равно разности wA - wT , т.е. или Так как радиус Земли R по сравнению с расстоянием до Луны r величина малая, то в числителе можно пренебречь членом R2, а в знаменателе вместо разности (r - R) оставить только r.
Тогда Эта разность ускорений направлена от центра Земли, так как wA > wT . Разность ускорений wB ѕ wT по величине примерно такая же и направлена также от центра Земли, поскольку wB < wT . Следовательно, в точках A и В действие Луны ослабляет силу тяжести на земной поверхности. В точках F и D ускорения wF и wD , сообщаемые Луной, направлены под тупым углом к ускорению, обратному ускорению в точке Т ; равнодействующие ускорения здесь направлены почти к центру Земли. Следовательно, в точках F и D действие Луны увеличивает силу земной тяжести. В промежуточных точках между F и А, А и D равнодействующие ускорения направлены в сторону точки А, а между F и В, В и D - в сторону точки В. Если эти равнодействующие ускорения разложить по радиусу и по касательной, то в промежуточных точках получается небольшое усиление или ослабление силы земной тяжести и, что особенно важно, получаются ускорения, направленные к точке A на одной стороне Земли (FAD) и к точке В на другой (FBD). Действие этих ускорений приводит к тому, что вода в океане стремится на одной половине Земли к точке A, где Луна находится в зените, а на другой половине - к точке В, где Луна находится в надире. Следовательно, под действием лунного притяжения водная оболочка Земли принимает форму эллипсоида, вытянутого по направлению к Луне, и близ точек A и B будет прилив, а у точек F и D - отлив. Вследствие вращения Земли приливные выступы образуются в каждый следующий момент уже в новых местах земной поверхности. Поэтому за промежуток времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями Луны, равный в среднем 24h52m, приливные выступы обойдут вокруг всего земного шара и за это время в каждом месте произойдет два прилива и два отлива. Под действием солнечного притяжения водная оболочка Земли также испытывает приливы и отливы, но солнечные прилиты в 2,2 раза меньше лунных. Действительно, ускорение приливообразующей силы Солнца равно fM¤ где М¤ - масса Солнца, а а - расстояние Земли от Солнца. Разделив ускорение приливообразующей силы Луны на это ускорение, получим так как М¤= 333 000 масс Земли, m " массы Земли и a = 390 r. Следовательно, приливная сила Солнца в 2,2 раза меньше приливной силы Луны. Солнечные приливы отдельно не наблюдаются, они только изменяют величину лунных приливов. Во время новолуний и полнолуний (так называемых сизигий) солнечный и лунный приливы наступают одновременно, действия Луны и Солнца складываются и наблюдается самый большой прилив. Во время первой и последней четверти (так называемых квадратур) в момент лунного прилива происходит солнечный отлив, и действие Солнца вычитается из действия Луны: наблюдается наименьший прилив. В действительности явление приливов и отливов гораздо сложнее. Земля не везде покрыта океаном и приливная волна (приливной выступ), пробегая по поверхности океана, встречает на своем пути сложные береговые линии материков, различные формы морского дна и испытывает при этом трение. Как правило, в силу указанных причин момент прилива не совпадает с моментом кульминации Луны, а запаздывает приблизительно на один и тот же промежуток времени, иногда доходящий до шести часов. Этот промежуток времени называется прикладным часом. Высота прилива в разных местах также не одинакова. Во внутренних морях, например, в Черном и Балтийском, приливы ничтожны - всего в несколько сантиметров. В океане, вдали от побережья, величина прилива не превышает 1 м, но у берегов, в зависимости от их очертаний и глубины моря, приливы могут достигать значительной высоты. Так, например, в Пенжинской губе (Охотское море) наибольшая величина прилива 12,9 м, в заливе Фробишера (южное побережье острова Баффинова Земля) -15,6 м, а в заливе Фанди (Атлантическое побережье Канады) - 18 м. Трение приливной волны о твердые части Земли вызывает систематическое замедление ее вращения (см. § 75). Приливы и отливы испытывает также и земная атмосфера, что сказывается на изменениях атмосферного давления. Приливные явления обнаружены и в земной коре, хотя и в значительно меньших размерах, чем в водной оболочке. Но все же благодаря им точки земной поверхности два раза в сутки поднимаются и опускаются в среднем на несколько дециметров.
§ 56. Задача трех и более тел
Определение движения трех тел, взаимно притягивающих друг друга с силой, обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними, называется задачей трех тел. В 1912 г. финский математик Зундман получил теоретическое решение этой задачи при произвольных начальных условиях в виде сходящихся рядов. Но эти ряды настолько сложны и сходятся так медленно, что не позволяют ни вычислять положения тел в пространстве, ни делать какие-либо заключения о характере и свойствах движений тел. Поэтому формулы Зундмана практического значения пока не имеют. Лагранж в 1772 г. доказал, что существует определенное количество частных случаев в задаче о трех телах, в которых может быть найдено точное решение. Если заданы массы тел и их положение на плоскости, как, например, на рис. 206 из § 156, то рассматриваемые частные случаи движения в этой плоскости получаются при расположении третьего тела в одной из пяти точек, называемых точками либрации или точками Лагранжа. Первые три точки либрации располагаются в определенных точках прямой, соединяющей обе заданные массы, причем одна между ними, а две другие - вне их. Четвертая и пятая Точки являются вершинами двух равносторонних треугольников, в которых остальные вершины заняты заданными массами. Лагранж показал, что если третье тело находится в одной из пяти точек либрации, то конфигурация, которую образуют все три тела, всегда остается подобной самой себе, а их движение происходит по коническим сечениям одинакового вида. Таким образом: 1) если три тела расположены на одной прямой, то они обращаются, оставаясь на ней, вокруг общего центра масс; 2) если три тела расположены в вершинах равностороннего треугольника, то они обращаются вокруг общего центра масс так, что треугольник остается все время равносторонним. Лагранж считал, что найденные им решения имеют чисто теоретическое значение. Однако в XIX в. были открыты две группы астероидов (малых планет), движения которых приблизительно соответствуют второму решению Лагранжа (см. § 140). Первое решение позволяет изучить движение газовых струй в оболочках тесных двойных систем, о чем речь пойдет в § 157. 3адача определения движений четырех и более тел (задача n тел), притягивающих друг друга по закону Ньютона, еще более сложна, чем задача трех тел, и до сих пор не решена. Поэтому при исследовании движений п тел, например, тел Солнечной системы, применяется метод вычисления возмущений, позволяющий найти приближенное решение задачи, которое на определенном интервале времени достаточно близко к точному решению Вычисление возмущений для тел Солнечной системы - одна из самых важных, но очень трудных задач небесной механики ныне значительно облегченной благодаря применению электронно-счетных машин.
§ 57. Открытие Нептуна
Одним из самых блестящих достижений небесной механики является открытие планеты Нептун. В 1781 г. английский астроном Уильям Гершель открыл новую большую планету, получившую название Уран, которую раньше принимали за звезду и неоднократно, почти в течение целого столетия, определяли ее координаты. Когда по этим координатам стали вычислять орбиту Урана, то оказалось, что в его движении, даже после учета всех возмущений от известных тогда больших планет, имеются отклонения от кеплеровского движения. Для объяснения этих остаточных отклонений было сделано предположение, что они вызываются действием еще одной неизвестной планеты, и перед астрономией возникла задача: по возмущениям в движении Урана определить положение (координаты) возмущающей планеты. Эта трудная математическая задача была решена почти одновременно, независимо друг от друга, французским ученым Леверрье и английским - Адамсом. 23 сентября 1846 г. немецкий астроном Галле нашел предполагаемую планету на расстоянии всего лишь около 1° от той точки неба, которую указал ему Леверрье по своим вычислениям. Новая планета получила название Нептун. Открытие Нептуна, сделанное, по выражению Энгельса, на кончике пера, является убедительнейшим Доказательством справедливости закона всемирного тяготения Ньютона.
§ 58. Определение масс небесных тел
Закон всемирного тяготения Ньютона позволяет измерить одну из важнейших физических характеристик небесного тела - его массу. Массу небесного тела можно определить: а) из измерений силы тяжести на поверхности данного тела (гравиметрический способ); б) по третьему (уточненному) закону Кеплера; в) из анализа наблюдаемых возмущений, производимых небесным. телом в движениях других небесных тел. Первый способ применим пока только к Земле и заключается в следующем. На основании закона тяготения ускорение силы тяжести на поверхности Земли где т - масса Земли, a R - ее радиус. Отсюда масса Земли
(2.25)
Ускорение силы тяжести g (точнее, ускорение составляющей силы тяжести, обусловленной только силой притяжения), так же как и радиус Земли R , определяется из непосредственных измерений на поверхности Земли (см. § 46 и 62). Постоянная тяготения f достаточно точно определена из опытов Кэвендиша и Йолли, хорошо известных в физике. С принятыми в настоящее время значениями величин g, R и f по формуле (2.25) получается масса Земли Зная массу Земли и ее объем, легко найти среднюю плотность Земли. Она равна 5,52 г/см3 Третий, уточненный закон Кеплера позволяет определить соотношение между массой Солнца и массой планеты, если у последней имеется хотя бы один спутник и известны его расстояние от планеты и период обращения вокруг нее. Действительно, движение спутника вокруг планеты подчиняется тем же законам, что и движение планеты вокруг Солнца и, следовательно, уравнение (2.24) может быть записано в этом случае так: где - М, т и mc - массы Солнца, планеты и ее спутника, Т и tc - периоды обращений планеты вокруг Солнца и спутника вокруг планеты, a и ас - расстояния планеты от Солнца и спутника от планеты соответственно. Разделив числитель и знаменатель левой части дроби этого уравнения па т и решив его относительно масс, получим
(2.26)
Отношение для всех планет очень велико; отношение же наоборот, мало (кроме Земли и ее спутника Луны) и им можно пренебречь. Тогда в уравнении (2.26) останется только одно неизвестное отношение , которое легко из него определяется. Например, для Юпитера определенное таким способом обратное отношение равно 1 : 1050. Так как масса Луны, единственного спутника Земли, сравнительно с земной массой достаточно большая, то отношением в уравнении (2.26) пренебрегать нельзя. Поэтому для сравнения массы Солнца с массой Земли необходимо предварительно определить массу Луны. Точное определение массы Луны является довольно трудной задачей, и решается она путем анализа тех возмущений в движении Земли, которые вызываются Луной. Под влиянием лунного притяжения Земля должна описывать в течение месяца эллипс вокруг общего центра масс системы Земля - Луна. По точным определениям видимых положений Солнца в его долготе были обнаружены изменения с месячным периодом, называемые лунным неравенством. Наличие лунного неравенства в видимом движении Солнца указывает на то, что центр Земли действительно описывает небольшой эллипс в течение месяца вокруг общего центра масс Земля - Луна, расположенного внутри Земли, на расстоянии 4650 км от центра Земли. Это позволило определить отношение массы Луны к массе Земли, которое оказалось равным . Положение центра масс системы Земля - Луна было найдено также из наблюдений малой планеты Эрос в 1930-1931 гг. Эти наблюдения дали для отношения масс Луны и Земли величину . Наконец, по возмущениям в движениях искусственных спутников Земли отношение масс Луны и Земли получилось равным . Последнее значение наиболее точное, и в 1964 г. Международный астрономический союз принял его как окончательное в числе других астрономических постоянных. Это значение подтверждено в 1966 г. вычислением массы Луны по параметрам обращения ее искусственных спутников. С известным отношением масс Луны и Земли из уравнения (2.26) получается, что масса Солнца M¤ в 333 000 раз больше массы Земли, т.е. M¤ " 2 Ч 1033 г. Зная массу Солнца и отношение этой массы к массе любой другой планеты, имеющей спутника, легко определить массу этой планеты. Массы планет, не имеющих спутников (Меркурий, Венера, Плутон), определяются из анализа тех возмущений, которые они производят в движении других планет или комет. Так, например, массы Венеры и Меркурия определены по, тем возмущениям, которые они вызывают в движении Земли, Марса, некоторых малых планет (астероидов) и кометы Энке - Баклунда, а также по возмущениям, производимым ими друг на друга.
§ 59. Движение искусственных спутников Земли
Запуском 4 октября 1957 г. первого в мире советского искусственного спутника Земли человечество открыло новую эру в своей истории - эру создания искусственных небесных тел. Хотя искусственные небесные тела подчиняются тем же законам, что и естественные, некоторые особенности их орбит и условия, определяющие характер их движения, заслуживают отдельного рассмотрения. Искусственные спутники Земли (ИСЗ) выводятся на орбиту с помощью многоступенчатых ракет. Последняя ступень ракеты сообщает спутнику определенную скорость на заданной высоте. Тело, запущенное горизонтально на высоте h от поверхности Земли, станет ИСЗ, если его скорость в этот момент окажется достаточной. Если скорость запуска точно равна круговой скорости на данной высоте h, то тело будет двигаться по круговой орбите. Если эта скорость превышает круговую, то тело будет двигаться по эллипсу, причем перигей этого эллипса окажется в точке выхода на орбиту. Если же сообщенная скорость несколько меньше круговой, а высота h достаточно большая, то тело также будет двигаться по эллиптической орбите, но в этом случае точка выхода на орбиту станет апогеем. Масса искусственного спутника ничтожно мала в сравнении с массой Земли и ею можно пренебречь; тогда круговая скорость vc на расстоянии r = R + h от центра Земли согласно (2.19) и (2.25) будет