ვარსკვლავთა სიდიდე, მოძრაობა და სპექტრული კლასიფიკაცია

  ვარსკვლავების ერთერთი უმნიშვნელოვანესი ფიზიკური მახასიათებელია მათი  ნ ა თ ო ბ ა. ნათობა - ეს არის რიცხვი, რომელიც გვიჩვენებს ვარსკვლავის სინათლის ძალას მზესთან შეფარდებით. მაგალითად, თუკი ვარსკვლავის ნათობა არის 1000, ეს ნიშნავს, რომ მოცემული ვარსკვლავი მზესთან შედარებით 1000-ჯერ უფრო მეტ სინათლეს გამოასხივებს. ვარსკვლავის ნათობა დამოკიდებულია როგორც მისი  ზ ე დ ა პ ი რ ი ს   ზ ო მ ე ბ ზ ე (ერთიდაიმავე ტემპერატურის მქონე ვარსკვლავებიდან დიდი ზომის ვარსკვლავი უფრო მეტ სინათლეს გამოასხივებს), ასევე -  ტ ე მ პ ე რ ა ტ უ რ ა ზ ე (ერთნაირი ზომის ვარსკვლავებიდან უფრო მაღალი ტემპერატურის მქონე ვარსკვლავი სინათლეს უფრო ინტენსიურად გამოასხივებს). ვარსკვლავთა ნათობები ერთმანეთისაგან ფრიად განსხვავებულია. არსებობს ვარსკვლავები, რომლებიც ასეულ ათასობით უფრო მეტ სინათლეს გამოასხივებენ, ვიდრე მზე. მეორეს მხრივ, აღმოჩენილი იქნა ვარსკვლავები, რომელთა ნათობა მზისაზე ასეულ ათასობით უფრო ნაკლებია.

  დიდი ნათობის ვარსკვლავებს გ ი გ ა ნ ტ ი  ვარსკვლავები ეწოდება, მცირე ნათობის ვარსკვლავებს კი -  ჯ უ ჯ ა  ვარსკვლავები. ვარსკვლავის ნათობა მისი ზომების ერთერთი უმნიშვნელოვანესი მახასიათებელია.

 ზომების მიხედვით ვარსკვლავები ერთმანეთისაგან ძალზე განსხვავდებიან. არსებობს  გ ი გ ა ნ ტ უ რ ი  ვარსკვლავები, რომელთა განიკვეთი ასეულობით აღემატება მზისას; ამასთან, ვარსკვლავთა სამყაროში გვხვდება  ჯ უ ჯ ა  ვარსკვლავები, რომლებიც დაახლოებით დედამიწის ზომის არიან. შევნიშნოთ, რომ ყველა ვარსკვლავის მასა მსგავსია და იშვიათად თუ შევხვდებით ვარსკვლავს, რომელიც მზეზე რამდენიმე ათეულჯერ უფრო "მძიმეა" ან "მსუბუქი". მაგრამ, აქედანვე გამომდინარეობს, რომ ვარსკვლავთა საშუალო სიმკვრივეები დიდი მრავალფეროვნებით უნდა ხასიათდებოდნენ.

 მართლაც, გიგანტი ვარსკვლავების შემადგენელი ნივთიერება უაღრესად გაიშვიათებულია: მისი სიმკვრივე ოთახში არსებული ჰაერის სიმკვრივეზე რამოდენიმე ათასჯერ უფრო მცირეა. სამაგიეროდ, ჯუჯა ვარსკვლავებს შორის გვხვდება ე.წ. თეთრი ჯუჯები (ძალზე ცხელი პატარა ვარსკვლავები), რომელთა საშუალო სიმკვრივე ათეულ ათასობით აღემატება წყლის სიმკვრივეს.

  თანამედროვე ასტროფიზიკამ მოახერხა აეხსნა ვარსკვლავიერ ნივთიერებებში არსებული სიმკვრივეების ესოდენ მკვეთრ განსხვავებათა მიზეზი. თეთრი ჯუჯების წიაღში ჯოჯოხეთურად მაღალი ტემპერატურები და წნევებია გამეფებული. ამის გამო, ნივთიერებათა ატომები სრულიად იონიზირებულია, ანუ მათი ბირთვებიდან ჩამოცილებულია მათ გარშემო მოძრავი ელექტრონები. ბირთვებიდან მოცილებული ელექტრონები, ატომთა გაშიშვლებულ ბირთვებთან ერთად, ქმნიან ზემკვრივ ნივთიერებას, რომელსაც გადაგვარებული აირი ეწოდება. გადაგვარებულ აირში ატომების ბირთვები, რომლებშიც ნივთიერების ძირითადი მასა განთავსდება, ერთმანეთთან ბევრად უფრო ახლოს იმყოფებიან, ვიდრე ჩვეულებრივ დედამიწისეულ პირობებში.

  ვარსკვლავების ფიზიკური ბუნების შესწავლას თანამედროვე ფიზიკისათვის ძალზე დიდი მნიშვნელობა აქვს. ვარსკვლავებს ამაოდ როდი უწოდებენ "ზეციურ ლაბორატორიებს" - ვარსკვლავებზე დაკვირვების დროს ჩვენ ნივთიერებას ისეთ მდგომარეობებში შევისწავლით, როგორიც მიწიერ ლაბორატორიებში, უბრალოდ, არ მიიღწევა.

  მზისა და ვარსკვლავების ფიზიკურ ბუნებათა შედარება გვიჩვენებს, რომ მზე, ყველა თავისი მახასიათებლით (სპექტრი, ფერი, ნათობა, ზომა და ა.შ.), სრულიად ჩვეულებრივი, რიგითი ვარსკვლავია.

  როგორც უკვე ითქვა, ვარსკვლავების სპექტრებში არსებული განსხვავება, უმთავრესად, განპირობებულია არა ამ ობიექტების ქიმიური შედგენილობით, არამედ - ვარსკვლავთა ატმოსფეროებში არსებული ტემპერატურული სხვაობებით. დღეისათვის ასტროფიზიკაში მიღებულია ვარსკვლავების სპექტრების ერთიანი კლასიფიკაცია. სპექტრების ხასიათების მიხედვით ვარსკვლავები იყოფიან კლასებად, რომელთაგან თითოეული ლათინური ანბანის გარკვეული ასოთი აღინიშნება. აი, ეს კლასებიც:

 

  როგორც ვხედავთ, ძირითად ჯგუფს ორი ტოტი გამოეყოფა - კლასები:  R, N და S. ამ კლასებს განეკუთვნება ცივი ვარსკვლავების შედარებით მცირე რაოდენობა, რომელთა სპექტრებში ნახშირბადისა და ციანიდის (R და N კლასები) მოლეკულების ხაზები შეინიშნება.

 S კლასის ვარსკვლავების სპექტრებში ტიტანისა და ცირკონის ოქსიდების ხაზები შეინიშნება; L კლასის ვარსკვლავები, როგორც წესი, ე.წ. ყავისფერი ჯუჯებია;  აგრეთვე, ძალიან ახალგაზრდა გაზის გიგანტები, რომლებიც ჯერ კიდევ გრილდებიან  დ ი ს კ ი ს   ა კ რ ე ც ი ი ს  პროცესების შემდეგ. ზოგიერთი ვარსკვლავის სპექტრი მოყვანილია სურათზე 3.

სურ. 4. ვარსკვლავთა სხვადასხვა კლასების სპექტრები და შთანთქმის ხაზები.

  აღმოჩენილია T და Y კლასის ვარსკვლავები, ე.წ. მურა და ყავისფერი ჯუჯები. ამ ვარსკვლავების ნათობა უკიდურესად მცირეა.

  ვარსკვლავთა სპექტრების უფრო ზუსტი კლასიფიკაციის მიზნით, მათი ზოლებისა და შთანთქმის ხაზების მიხედვით, შემოღებული იქნა შუალედური სპექტრული კლასები; მაგალითად: O5, B7, A2 და ა.შ. თუკი ამასთანავე ვარსკვლავი ჯუჯა ვარსკვლავებს განეკუთვნება, მისი სპექტრული კლასის წინ უმატებენ ასო "d"-ს (ინგლისური სიტყვის dwarf - ჯუჯა მიხედვით); ხოლო თუკი ის გიგანტია - ასო "g"-ს (Giant გიგანტი), ხოლო ზეგიგანტის შემთხვევაში - ასო "s"-ს (super-giant - ზეგიგანტი). მაგალითად: dM5, gA2 და ა.შ.).

 ამგვარად, ვარსკვლავები, რომლებიც ხილული ბრწყინვალების მიხედვით, ერთი ვარსკვლავიერი სიდიდის ფარგლებში განსხვავდებიან, დედამიწაზე ქმნიან განათებულობებს, რომლებიც ერთმანეთისაგან თითქმის 2,5-ჯერ განსხვავდება. ქვემოთ ჩამოთვლილია ვარსკვლავთა ძირითადი სპექტრული კლასების ფიზიკური მახასიათებლები: სპექტრის მახასიათებლები, ტემპერატურა (კელვინით - °K) და რეალური ვარსკვლავები:

	1.W კლასი: სპექტრში  წყალბადის გამოსხივების ხაზების არმქონე ვარსკვლავებს ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებს უწოდებენ (მათი ზედაპირის ტემპერატურა 100000° K აღწევს). უმეტესწილად  მ ო მ ა კ ვ დ ა ვ  სუპერ-გიგანტებს მიეკუთვნებიან, მაგალითად: სუჰაილი - იალქნის Υ.
	2. O კლასი: წყალბადის, ჰელიუმის, იონიზირებული ჰელიუმის, მრავალჯერ იონიზირებული სილიციუმის, ნახშირბადის, აზოტის, ჟანგბადის ხაზები. ტემპერატურა  25000 - 35000° K ფარგლებშია. მაგალითად: კიჩოს ζ, ორიონის λ, პერსევსის ξ, ცეფევსის λ.
	3. B კლასი: ჰელიუმის, წყალბადის ხაზები (A კლასში ძლიერდება). იონიზირებული Ca-ს სუსტი და K ხაზები. ტემპერატურა 15000 - 25000°K. მაგალითად: ორიონის ε, ქალწულის α (სპიკა), პერსევსის γ, ორიონის γ.
	4. A კლასი: წყალბადის ძალზე ინტენსიური ხაზები. იონიზირებული Ca-ს და K ხაზები, ძლიერდება F კლასისკენ. ჩნდება მეტალების სუსტი ხაზები. საშუალო ტემპერატურა  11000°K. მაგალითად: დიდი ძაღლის α (სირიუსი), ქნარის α  (ვეგა), ტყუპების γ.
	5. F კლასი: იონიზირებული Ca-ს და K ხაზები და მეტალების სუსტი ხაზები, ძლიერდება G კლასისაკენ. წყალბადის ხაზები სუსტდება. ჩნდება Ca-ს ხაზი  λ=5226Å, რომელიც G კლასისაკენ ძლიერდება. ჩნდება და ძლიერდება ნახშირბადის C ხაზი. საშუალო ტემპერატურა 7 500°K. მაგალითად: ტყუპების δ, პატარა ძაღლის α  (პროციონი), პერსევსის α.
	6. G კლასი: Ca-ს და K ხაზები ინტენსიურია. λ=5226 Å და რკინის ხაზები საკმაოდ ინტენსიურია. მეტალების მრავალრიცხოვანი ხაზები. წყალბადის ხაზები K კლასისაკენ სუსტდება. C ხაზი ინტენსიურია. საშუალო ტემპერატურა  6000°K. მაგალითად:  მეეტლის α (კაპელა).
	7. K კლასი: მეტალური ხაზები, კერძოდ Ca-ს  λ=5226 Å  და  K  ხაზები ინტენსიურია. H-ის ხაზები  ძნელად  შესამჩნევია. C ხაზი ინტენსიურია. K5 - დან  შეიმჩნევა  TiO-ს  შთანთქმის  ხაზები. საშუალო  ტემპერატურა  4500°K. მაგალითად: მენახირის α  (არქტური),  ტყუპების β (პოლუქსი), კუროს α  (ალდებარანი).
	8. M კლასი: TiO და სხვა მოლეკულური შენაერთების შთანთქმის ხაზები ინტენსიურია. შეინიშნება მეტალების ხაზები, კერძოდ  Ca-ს λ=5226Å, Hg და K. C ხაზი სუსტდება. ვეშაპის  ο-ს ტიპის გრძელპერიოდიან ცვალებადებში H-ის გამოსხივების ხაზებია (აღინიშნება როგორც Me). ტემპერატურა 2000 - 3500°K. ორიონის α  (ბეთელგეიზე), მორიელის α  (ანტარესი), ვეშაპის ο
	9. L კლასი: დღევანდელი კლასიფიკაციით მიეკუთვნებიან L-ჯუჯებს და არა L-ვარსკვლავებს. ტემპერატურა საკმაოდ მაღალია, რომ ხელი შეუწყოს წყალბადის წვას.უმეტესად შეინიშნება მეტალის ჰიდრიდებისა და ტუტე მეტალების ხაზები. ტიტანის ოქსიდისა და ლითიუმის ხაზები არ შეინიშნება. ტემპერატურა 1300 - 2400°K. მარტორქის V838.
	10. T კლასი: მურა ფერის ცივი მანათობელი სხეულებია. აღინიშნება მეთანის გამოსხივების ხაზები. საშუალო ტემპერატურა 500 - 1300 °K. მაგალითად: ინდიელის ε, თევზების SIMP J013656.5 +093347
	11. Y კლასი: ე.წ. ყავისფერი ჯუჯები. აღინიშნება მეთანისა და დეიტერიუმის წვის ხაზები. საშუალო ტემპერატურა 700°K ან ნაკლები. მაგალითად: კუროს WISE 0410+1502,ბადის WISE 0350−5658

   ზოგიერთი ცხელი ვარსკვლავის სპექტრები შეიცავს მკვეთრ, როგორც მათ უწოდებენ  ე მ ი ს ი უ რ  ზოლებსა და ხაზებს. ასეთ შემთხვევაში, სპექტრული კლასის შემდეგ უმატებენ ასო "e"-ს (emission - გამოსხივება, გავრცელება).

 ხილული სიკაშკაშის, ან, უფრო სწორად რომ ვთქვათ, ვარსკვლავის ხილული ბრწყინვალების დახასიათებისათვის შემოღებულია პირობითი ერთეული, რომელსაც  ვ ა რ ს კ ვ ლ ა ვ ი ე რ ი   ს ი დ ი დ ე  ეწოდება. ჯერ კიდევ უძველეს დროში ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს  პირველი სიდიდის ვარსკვლავები ეწოდებოდა, ხოლო ყველაზე მკრთალებს, რომლებიც შეუიარაღებელი თვალით ძლივს შეიმჩნევა - მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავები. ეს შემდეგნაირად აღინიშნებოდა (1^m, 2^m, 3^m და ა. შ.). შემდგომში მოხდა ვარსკვლავიერი სიდიდის შკალის უფრო მეტად დაზუსტება და გაფართოება, რის გამოც იძულებულნი გახდნენ შემოეღოთ შუალედური წილადები, ხოლო განსაკუთრებულად კაშკაშა ობიექტებისათვის - ნულოვანი და უარყოფითი ვარსკვლავიერი სიდიდეები (0^m, -1^m  და ა. შ.).

 ვთქვათ, I₁ და I₂  არის ორი ვარსკვლავის ბრწყინვალება ანუ განათებულობა, რომლებსაც ეს ვარსკვლავები ქმნიან ენერგიის მიმღებზე (თვალი, ფოტოფირფიტა და ა.შ.), ხოლო m₁ და m₂ შესაბამისად, მათი ვარსკვლავიერი სიდიდეები. როგორც დეტალურმა გამოთვლებმა უჩვენა, ეს სიდიდეები ერთმანეთს მარტივი ტოლობით უკავშირდება, რომელსაც პოგსონის ფორმულა ეწოდება:

 თუკი მოვახდენთ ამ ტოლობის ორივე მხარის ლოგარითმირებას, მივიღებთ:

 ვარსკვლავების ნათობის დახასიათების მიზნით ასტრონომიაში შემოღებულია აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე (რომელიც ასე აღინიშნება - M). ტერმინის ქვეშ იგულისხმება მოცემული ვარსკვლავის  ხ ი ლ უ ლ ი  ბრწყინვალება 10პს* (პ ა რ ს ე კ ი , მანძილის ერთეული, რომელიც 3,26 სინათლის წლის ტოლია) მანძილიდან. მაგალითად, მზისათვის  M = 4^m,7. ეს ნიშნავს, რომ 10 პს მანძილიდან მზე დაახლოებით მე-5 სიდიდის ვარსკვლავად გამოჩნდებოდა. მაგალითად, რიგელისათვის, რომელიც ორიონის თანავარსკვლავედის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია, M = -6^m,2. აქედან, პოგსონის ფორმულის გამოყენებით, შეგვიძლია გამოვთვალოთ, რომ რიგელი მზესთან შედარებით თითქმის 23 000-ჯერ უფრო მეტ სინათლეს გამოასხივებს.

  ვარსკვლავების ფიზიკური თავისებურებები განსაკუთრებით ნათელი გახდება, თუკი ჩვენ გამოვიყენებთ ე.წ. ნათობა-სპექტრი დიაგრამას (სურ. 4), სადაც ჰორიზონტულად განთავსებულია  ს პ ე ქ ტ რ უ ლ  ი   კ ლ ა ს ე ბ ი, ხოლო ვერტიკალურად -  ა ბ ს ო ლ უ ტ უ რ ი   ვ ა რ ს კ ვ ლ ა ვ ი ე რ ი   ს ი დ ი დ ე ე ბ ი, რომლებიც ვარსკვლავის ნათობას ახასიათებს. თითოეული ვარსკვლავი, მათ შორის მზეც, შეიძლება განთავსდეს დიაგრამის მხოლოდ ერთ განსაზღვრულ წერტილში. ათასობით ვარსკვლავის შესწავლამ გვიჩვენა, რომ ნათობა-სპექტრის დიაგრამაზე ვარსკვლავები თანმიმდევრულად განთავსდებიან. თითოეულ მიმდევრობას მინიჭებული აქვს აღნიშვნა, რომელიც მითითებულია დიაგრამის ქვეშ. მაგალითად, მზე მთავარ მიმდევრობაზე იმყოფება (V), ხოლო ჰორიზონტული წრფე დიაგრამის ზედა ნაწილში (დიდი ნათობების არეში) ზეგიგანტი ვარსკვლავების ტოტს წამოადგენს (Ia). ის, თუ რომელ მიმდევრობას განეკუთვნება ვარსკვლავი და როგორია მისი ნათობა და სპექტრი, სრულად დაახასიათებს მის ფიზიკურ თვისებებს.

ბსურ. 5. ზოგიერთი ვარსკვლავის ადგილმდებარეობა დიაგრამაზე  ნ ა თ ო ბ ა - ს პ ე ქ ტ რ ი (ე.წ. ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა).

  ძველად ვარსკვლავები უძრავი ეგონათ, ხოლო თანავარსკვლავედების მოხაზულობები  უცვლელი. მაგრამ, XVIII საუკუნის დასაწყისში აღმოჩნდა, რომ ჰიპარქეს დროინდელი (I ს. ჩვენს ერამდე) ზოგიერთი ვარსკვლავი აშკარად გადაადგილდა სხვა ვარსკვლავების მიმართ. დღეისათვის სივრცეში ვარსკვლავების გადაადგილება მკაცრად დამტკიცებული ფაქტია. ეს მოძრაობა შეიძლება ორი საშუალებით აღმოვაჩინოთ: პირველი - ეს არის ზოგიერთი ვარსკვლავის  ხ ი ლ უ ლ ი გადაადგილება სხვების მიმართ, მეორე - ვარსკვლავის  ს პ ე ქ ტ რ ი ს  მიხედვით.

  

  რადგან ვარსკვლავები უაღრესად შორს არიან დედამიწიდან, ციურ სფეროზე მათი გადაადგილება უაღრესად მცირე მასშტაბებისაა და უკეთეს შემთხვევაში გაიზომება რკალის სეკუნდებით წელიწადში. ამიტომაც, თუმცა ცაზე ვარსკვლავების ურთიერთმდებარეობა ნელ-ნელა იცვლება, თანავარსკვლავედების ნაცნობი ფიგურების ”დამახინჯება” მხოლოდ ათეულ ათასობით წლის შემდეგ შეიმჩნევა.

  ვარსკვლავების გადააადგილება ციურ სფეროზე ვარსკვლავიერი ცის ფოტოსურათების შედარების შედეგად გამოვლინდება, რომლებიც რამდენიმე წლის ინტერვალებითაა გადაღებული. ასეთი ფოტოსურათების გაზომვების შედეგად, თუკი ცნობილია ვარსკვლავამდე მანძილი, შეიძლება გამოვთვალოთ მისი  ტ ა ნ გ ე ნ ს უ რ ი  მანძილი - იმ მიმართულების სიჩქარე, რომელიც მხედველობის სხივის პერპენდიკულარულია.

 სპექტრული ანალიზი საშუალებას იძლევა ვიპოვოთ ვარსკვლავის სიჩქარე მხედველობის სხივის გასწვრივ. დოპლერ-ფიზოს პრინციპის მიხედვით, მოახლოებადი ვარსკვლავის სპექტრში შთანთქმის ხაზები იისფერი ბოლოსაკენ გადაინაცვლებს, ხოლო დაშორებადი ვარსკვლავის სპექტრში - წითელისაკენ. ამ გადანაცვლების სიდიდის მიხედვით იოლად გამოითვლება ვარსკვლავის სხივური სიჩქარე (ანუ მისი სიჩქარე მხედველობის სხივის გასწვრივ).

 თუ ცნობილია ვარსკვლავის ტანგენსური  V_t   და სხივური  V_r   სიჩქარეები,  შეიძლება   გამოვთვალოთ  ვარსკვლავის სრული  V  სიჩქარე სივრცეში მისი გადაადგილებისას. ცხადია, რომ:

  ვარსკვლავთა სრული სიჩქარეები იცვლება, როგორც წესი, წამში ათასობით კილომეტრებით. ჩვენი მზე ამ შემთხვევაშიც არ არის გამონაკლისი. პლანეტებთან და მზის სისტემის სხვა წევრებთან ერთად იგი უახლოესი ვარსკვლავების მიმართ დაახლოებით 20კმ/წმ სიჩქარით მოძრაობს, ანუ დღეღამის განმავლობაში მილიონ კილომეტრზე მეტი მანძილით გადაადგილდება. ამგვარად, დედამიწის გზა ვარსკვლავთშორის სივრცეში რთული სპირალისებური მრუდით გამოისახება.

  ცის იმ მხარეს, საითკენაც მზის სისტემა “მიფრინავს”, ვარსკვლავები ჩვენს წინ თითქოს ნელნელა თითო-თითოდ იწევიან განზე. მსგავსი მოვლენა შეიძლება შევნიშნოთ ტყესთან მიახლოებისას, რომლის ხეებიც შორი მანძილიდან ერთიანი გაუვალი კედელივით მოჩანს. გაიხსენეთ აგრეთვე კომპიუტერის სტანდარტული screensaver-ი "Stars", რომელიც იგივე პრინციპითაა შექმნილი.

 მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავების სიჩქარეები საკმაოდ დიდია, მათი კატასტროფული ურთიერთშეჯახების თაობაზე საუბარიც კი ზედმეტია - ვარსკვლავებს შორის მანძილი მნიშვნელოვნად აღემატება მათ განიკვეთს. ამ მანძილებისათვის კილომეტრი სიგრძის ძალზე მცირე ერთეულს წარმოადგენს. ამიტომ, მის ნაცვლად ასტრონომიაში გამოიყენება სინათლის წელი, რომელიც უდრის სინათლის სხივის მიერ ერთი წლის განმავლობაში გავლილ მანძილს (9,46 ∙ 10¹²), პარსეკი (პს), რომელიც 3,6-ჯერ აღემატება სინათლის წელს და კილოპარსეკი (კპს), რომელიც ათასი პარსეკის ტოლია. თუ ვარსკვლავებს წარმოდგენაში ქინძისთავის ზომამდე დავაპატარავებთ, მაშინ ასეთი მასშტაბით, ვარსკვლავები ერთმანეთისაგან ათობით კილომეტრის მანძილზე უნდა იმყოფებოდნენ. ამავე მასშტაბით, წელიწადის განმავლობაში ვარსკვლავის გადანაცვლება მხოლოდ ათობით სანტიმეტრებით გაიზომება.

 ასტრონომებმა დაადგინეს, რომ სივრცის სიღრმეში გადანაცვლებასთან ერთად ვარსკვლავები თავიანთი ღერძის გარშემოც ბრუნავენ.