იხილეთ წყარო გვერდისთვის მზე

{{რჩეული/2.0}}{{მრავალმნიშვნელოვნება}}
{{ინფოდაფა
| სხეულის სტილი = border-collapse:collapse
| წარწერა = მზე [[ფაილი:Sun symbol (bold).svg|24px|☉]]
| სურათი = [[ფაილი:Sun_in_February.jpg|frameless|center|ყალბი ფერებით შექმნილი მზის ფოტო (გადაღებულია 2015 წლის 18 თებერვალს)]]
| ტიტრი = მზის სურათი, რომელზეც ასახულია ზედაპირის ტურბულენტობა. <small>(ავტორი: [[ნასა]]-[[მზის დინამიკის ობსერვატორია|მდო]], გადაღებულია 2015 წლის 1-ლ იანვარს)</small>
| თავის სტილი = background:#FCC857
| სახელის სტილი = padding:2px
| მონაცემის სტილი = padding:2px
<!-- section break, rows 1-19-->
| თავი1 = დაკვირვებათა მონაცემები
|  სახელი2  = საშუალო მანძილი<br/><small>დედამიწიდან</small>
|   მონაცემი2 = 1,496x10<sup>8</sup><br/><small>8 წთ. 19 წმ. [[სინათლის სიჩქარე]]ზე</small>
|  სახელი3  = ვიზუალური სიკაშკაშე (''V'')
|   მონაცემი3 = −26,74<ref name=nssdc>{{cite web|last=Williams|first=D. R. |date=1 July 2013 |title=Sun Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |publisher=[[NASA]] |accessdate=12 August 2013}}</ref>
|  სახელი4 = აბსოლუტური [[ვარსკვლავიერი სიდიდე]]
|   მონაცემი4 = 4,83<ref name=nssdc />
|  სახელი5  = სპექტრული კლასიფიკაცია
|   მონაცემი5 = G2V
|  სახელი6  = [[მეტალურობა]]
|   მონაცემი6 = ''Z'' = 0,0122<ref>{{cite journal |last1=Asplund |first1=M. |last2=Grevesse |first2=N. |last3=Sauval |first3=A. J. |year=2006 |title=The new solar abundances - Part I: the observations |journal=[[Communications in Asteroseismology]] |volume=147 |pages=76–79 |bibcode=2006CoAst.147...76A |doi=10.1553/cia147s76|issn=1021-2043}}</ref>
|  სახელი7 = [[კუთხური ზომა]]
|   მონაცემი7 = 31,6–32,7′<ref>{{cite web |title=Eclipse 99: Frequently Asked Questions |url=http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |publisher=[[NASA]] |accessdate=24 October 2010 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100527142627/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |archivedate=27 მაისი 2010 }}</ref>
|  სახელი8 = ზედსართავი
|   მონაცემი8 = მზიური

| თავი10 = ორბიტალური მახასიათებლები
|  სახელი11 = საშუალო მანძილი<br/><small>[[ირმის ნახტომი]]ს ბირთვიდან</small>
|   მონაცემი11 = ≈2,7×10<sup>17</sup> კმ.<br/><small>27200 სინათლის წელიწადი</small>
|  სახელი12 = [[გალაქტიკური წელიწადი|გალაქტიკური პერიოდი]]
|   მონაცემი12 = (2,25–2,50)×10<sup>8</sup> წელიწადი
|  სახელი13 = [[სიჩქარე]]
|   მონაცემი13 = ≈220 კმ/სთ <small>(გალაქტიკის ცენტრის გარშემო ორბიტისა)</small> <br />≈20 კმ/წმ <small>(ვარსკვლავთშორის სამეზობლოში არსებული [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] საშუალო სიჩქარის მიმართ)</small> <br />≈370 კმ/წმ<ref>{{cite journal |last=Hinshaw |first=G. |author2=''et al.'' |year=2009 |title=Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]] |volume=180 |issue=2 |pages=225–245 |arxiv=0803.0732 |bibcode=2009ApJS..180..225H |doi=10.1088/0067-0049/180/2/225}}</ref> <small>(კოსმოსური მიკროტალღური ფონის მიმართ)</small>
<!-- section break, rows 20-39 -->
| თავი20 = ფიზიკური მახასიათებლები
|  სახელი21 = [[მზის რადიუსი|ეკვატორული რადიუსი]]
|   მონაცემი21 = 696342 ± 65 კმ.<ref name=arxiv1203_4898>{{cite journal |last1=Emilio |first1=M. |last2=Kuhn |first2=J. R. |last3=Bush |first3=R. I. |last4=Scholl |first4=I. F. |year=2012 |title=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=750 |issue=2 |page=135 |arxiv=1203.4898 |bibcode=2012ApJ...750..135E |doi=10.1088/0004-637X/750/2/135}}</ref> <br/><small>109 × დედამიწისა</small><ref name=sse/>
|  სახელი22 = ეკვატორის სიგრძე
|   მონაცემი22 = 4,379<sup>6</sup> კმ.<ref name=sse/><br/><small>109 × დედამიწისა</small><ref name=sse>{{cite web |title=Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archivedate=2 იანვარი 2008 |publisher=[[NASA]] |accessdate=9 იანვარი 2010 }}</ref>
|  სახელი23 = სიბრტყელე
|   მონაცემი23 = 9×10<sup>-6</sup>
|  სახელი24 = ასაკი
|   მონაცემი24 = 6,09×10<sup>12</sup> კმ.<sup>2</sup><ref name=sse/><br/><small>12000 × დედამიწისა</small><ref name=sse/>
|  სახელი25 = [[მოცულობა]]
|   მონაცემი25 = 1,41×10<sup>18</sup> კმ<sup>3</sup><ref name=sse/><!-- NASA source has "1.412 × 10^18 km^3" which is 1.412 × 10^27 m^3 (basic arithmetic, also verified using the formula for volume of a sphere), but the Sun is not a sphere, and their radius is off a bit from what we have above, so we need to at least round a bit--><br/><small>1300000 × დედამიწისა</small>
|  სახელი26 = [[მზის მასა|მასა]]
|   მონაცემი26 = (1,98855±0,00025)×10<sup>30</sup> კგ.<ref name=nssdc/><br/><small>333000 × დედამიწისა</small><ref name=nssdc/><!-- NASA Sun Fact Sheet states 333,000, a figure coherent with data already present in en.wiki -->
|  სახელი27 = საშუალო [[სიმკვრივე]]
|   მონაცემი27 = 1,408 გ/სმ<sup>3</sup><br>1,408×103 კგ/მ<sup>3</sup><ref name=nssdc/><ref name=sse/><ref>{{cite web |last=Ko |first=M. |year=1999 |title=Density of the Sun |url=http://hypertextbook.com/facts/1999/MayKo.shtml |editor=Elert, G. |work=The Physics Factbook}}</ref><br/><small>0.255 × დედამიწისა</small><ref name=nssdc/><ref name=sse/>
|  სახელი28 = [[სიმკვრივე]] ცენტრში (მოდელირებული)
|   მონაცემი28 = 1,622×10<sup>2</sup> გ/სმ<sup>3</sup><br>1.622×10<sup>5</sup> კგ/მ<sup>3</sup><ref name=nssdc/>
|  სახელი29 = ეკვატორიული [[ზედაპირის გრავიტაცია]]
|   მონაცემი29 = 274,0 მ/წმ<sup>2</sup><ref name=nssdc/><br/>27,94 ''g''<br/><small>27542.29|u=''[[სანტიმეტრი-გრამი-წამი ერთეულთა სისტემა|სგწ]]''<br/>28 × დედამიწისა</small><ref name=sse/>
|  სახელი30 = [[კოსმოსური სიჩქარე]]<br/><small>(ზედაპირიდან)</small>
|   მონაცემი30 = 617,7 კმ/წმ<ref name=sse/><br/><small>55 × დედამიწისა</small><ref name=sse/>
|  სახელი31 = [[ტემპერატურა]] ცენტრში (მოდელირებული)
|   მონაცემი31 = 1,57×10<sup>7</sup> [[კელვინი|K]]<ref name=nssdc/><br>[[ფოტოსფერო]]სი: 5778 K<ref name=nssdc/><br> გვირგვინისა: ≈&thinsp;5×10<sup>6</sup>
|  სახელი32 = [[მზის სიკაშკაშე|სიკაშკაშე]] (L<sub>მზე</sub>)
|   მონაცემი32 = 3,846×10<sup>26</sup> [[ვატი|ვ]]<ref name=nssdc/><br/><small>≈&thinsp;|3,75×10<sup>28</sup> [[ლუმენი|ლმ]]</small><br/><small>≈&thinsp;98 ლმ/ვ ეფექტურობა</small>
|  სახელი33  = საშუალო გამოსხივება&nbsp;(I<sub>მზე</sub>)
|   მონაცემი33 = 2,009×10<sup>7</sup>u=ვ·მ<sup>−2</sup>·სრ<sup>−1</sup>
|   მონაცემი34 = ≈4,6 მილიარდი წელიწადი<ref name="Bonanno">{{Cite journal |last=Bonanno |first=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L. |year=2008 |title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |issue=3 |pages=1115–1118 |arxiv=astro-ph/0204331 |bibcode=2002A&A...390.1115B |doi=10.1051/0004-6361:20020749 |ref=harv}}</ref><ref>{{Cite web|url=//www.sciencemag.org/content/338/6107/651.full|title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk|date=2 November 2012|accessdate=17 March 2014|doi=10.1126/science.1226919 |journal=Science|volume=338 |issue= 6107 |pages=651–655}}{{Registration required}}</ref>
<!-- section break, rows 40-49 -->
| თავი40 = ბრუნვითი მახასიათებლები
|  სახელი41 = ღერძული დახრა
|   მონაცემი41 = 7,25°<ref name=nssdc/><br/><small>(ეკლიპტიკის მიმართ)</small><br/>67.23°<br/><small>(გალაქტიკის სიბრტყის მიმართ)</small>
|  სახელი42 = [[პირდაპირი ასვლა]]<br/><small>ჩრდილოეთ პოლუსზე<ref name="iau-iag">{{cite web |last1=Seidelmann |first1=P. K. |author2=''et al.'' |title=Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 |url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |publisher= |year=2000 |accessdate=22 March 2006 |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCIcHwA?url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |archivedate=10 აგვისტო 2011 }}</ref></small>
|   მონაცემი42 = 286,13°<br/><small>19 სთ. 4 წთ. 30 წმ.</small>
|  სახელი43 = [[დახრილობა]]<br/><small>ჩრდილოეთ პოლუსის მიმართ</small>
|   მონაცემი43 = +63,87°<br/><small>63° 52' ჩრდილოეთი</small>
|  სახელი44 = სიდერული ბრუნვის პერიოდი <br/><small>(ეკვატორზე)</small>
|   მონაცემი44 = 25,05 დღე<ref name=nssdc/>
|  სახელი45 = <small>(16° განედზე)</small>
|   მონაცემი45 = 25,38 დღე<ref name=nssdc/><br/><small>25 დ. 9 სთ. 7 წთ. 12 წმ.<ref name="iau-iag"/></small>
|  სახელი46 = <small>(პოლუსებზე)</small>
|   მონაცემი46 = 34,4 დღე<ref name=nssdc/><!-- derived from T = ( 14.37 - 2.33 sin^2 L - 1.56 sin^4 L ) deg/day, L = 90 deg -->
|  სახელი47 = ბრუნვის სიჩქარე<br/><small>(ეკვატორზე)</small>
|   მონაცემი47 = 7,189×10<sup>3</sup> კმ/სთ<ref name="sse"/><!-- Derived from NASA source: equatorial circumference of 4,379,000 kilometres divided by sidereal rotation period of 609.12 hours; maybe this kind of basic calculation could be done in some generic template code? -->
<!-- section break, rows 50-69 -->
| თავი50 = [[ფოტოსფერო]]ს შედგენილობა მასის მიხედვით
|  სახელი51 = [[წყალბადი]]
|   მონაცემი51 = 73,46 %<ref>{{cite web |title=The Sun's Vital Statistics |url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html |publisher=[[Stanford Solar Center]] |accessdate=29 July 2008 }} Citing {{cite book |last=Eddy |first=J. |year=1979 |title=A New Sun: The Solar Results From Skylab |url=http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm |page=37 |publisher=[[NASA]] |id=NASA SP-402 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150113155042/http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm |date=2015-01-13 }}</ref>
|  სახელი52 = [[ჰელიუმი]]
|   მონაცემი52 = 24,85 %
|  სახელი53 = [[ჟანგბადი]]
|   მონაცემი53 = 0,77 %
|  სახელი54 = [[ნახშირბადი]]
|   მონაცემი54 = 0,29 %
|  სახელი55 = [[რკინა]]
|   მონაცემი55 = 0,16 %
|  სახელი56 = [[ნეონი]]
|   მონაცემი56 = 0,12 %
|  სახელი57 = [[აზოტი]]
|   მონაცემი57 = 0,09 %
|  სახელი58 = [[სილიციუმი]]
|   მონაცემი58 = 0,07 %
|  სახელი59 = [[მაგნიუმი]]
|   მონაცემი59 = 0,05 %
|  სახელი60 = [[გოგირდი]]
|   მონაცემი60 = 0,04 %
}}

'''მზე''' (სიმბოლო: ☉) — [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] ცენტრში მდებარე ერთადერთი [[ვარსკვლავი]]. ის თითქმის იდეალურად [[სფერო (მათემატიკა)|სფერულია]] და შედგება ცხელი [[პლაზმა|პლაზმისგან]], რომელშიც ჩაქსოვილია [[მაგნიტური ველი|მაგნიტური ველები]].<ref>{{Cite news
 |url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/
 |title=How Round is the Sun?
 |publisher=NASA
 |date=2 October 2008
 |accessdate=7 March 2011
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110513220226/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/
 |archivedate=13 მაისი 2011
 }}</ref><ref>{{Cite news
 |url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/
 |title=First Ever STEREO Images of the Entire Sun
 |publisher=NASA
 |date=6 February 2011
 |accessdate=7 March 2011
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110416035036/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/
 |archivedate=16 აპრილი 2011
 }}</ref> მზის [[დიამეტრი]] დაახლოებით 1 392 684 [[კილომეტრი]]ა<ref name=arxiv1203_4898>{{cite journal |last1=Emilio |first1=M. |last2=Kuhn |first2=J. R. |last3=Bush |first3=R. I. |last4=Scholl |first4=I. F. |year=2012 |title=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=750 |issue=2 |page=135 |arxiv=1203.4898 |bibcode=2012ApJ...750..135E |doi=10.1088/0004-637X/750/2/135}}</ref> — [[დედამიწა|დედამიწის]] დიამეტრზე 109-ჯერ დიდი. მისი მასა (1.989×10<sup>30</sup> კილოგრამი; [[დედამიწის მასა]]ს დაახლოებით 330 000-ჯერ აღემატება) მზის სისტემის მთლიანი მასის 99,86 %-ს მოიცავს.<ref name=Woolfson00>
{{Cite journal
 |last=Woolfson |first=M.
 |year=2000
 |title=The origin and evolution of the solar system
 |journal=[[Astronomy & Geophysics]]
 |volume=41 |issue=1 |pages=12
 |bibcode=2000A&G....41a..12W
 |doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x
 |ref=harv
}}</ref> ქიმიურად, [[მზის მასა|მზის მასის]] 3/4-ს [[წყალბადი]] შეადგენს, ხოლო დანარჩენი უმეტესად [[ჰელიუმი]]ა. დარჩენილი 1,69 % (რომელიც დედამიწის მასას 5600-ჯერ აღემატება) მოიცავს მძიმე ელემენტებს, როგორებიცაა: [[ჟანგბადი]], [[ნახშირბადი]], [[ნეონი]], [[რკინა]] და სხვა.<ref name=basu2008>
{{Cite journal
 |last=Basu |first=S.
 |last2=Antia |first2=H. M.
 |year=2008
 |title=Helioseismology and Solar Abundances
 |journal=[[Physics Reports]]
 |volume=457 |issue=5–6 |page=217
 |arxiv=0711.4590
 |bibcode=2008PhR...457..217B
 |doi=10.1016/j.physrep.2007.12.002
 |ref=harv
}}</ref><span id="why_the_sun_is_yellow"></span>

მზე 4,568 მილიარდი წლის წინ ჩამოყალიბდა<ref>ამ სტატიაში ყველა რიცხვი მოკლედაა ჩაწერილი. 1 მილიარდი არის 10<sup>9</sup>, ან 1 000 000 000.</ref><ref name="Connelly2012">{{cite journal |title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |url=https://archive.org/details/sim_science_2012-11-02_338_6107/page/651 |journal=[[Science (journal)|Science]] |first1=James N. |last1=Connelly |first2=Martin |last2=Bizzarro |first3=Alexander N. |last3=Krot |first4=Åke |last4=Nordlund |first5=Daniel |last5=Wielandt |first6=Marina A. |last6=Ivanova |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |date=2 November 2012 |doi=10.1126/science.1226919 |bibcode=2012Sci...338..651C}}</ref> დიდ მოლეკულურ ღრუბელში არსებულ რეგიონის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] კოლაფსით. მატერიის უმეტესობა ცენტრში მოგროვდა, ხოლო დანარჩენი გაბრტყელდა მბრუნავ დისკოდ, რომელიც შემდგომში [[მზის სისტემა]] გახდა. ცენტრალური [[მასა]] უფრო და უფრო ცხელი და მკვრივი გახდა, საბოლოოდ კი დაიწყო [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზი]] მის ბირთვში. მიჩნეულია, რომ თითქმის ყველა [[ვარსკვლავი]] ამ პროცესის შედეგად წარმოიქმნა. მზე სპექტრული კლასით არის G ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი (G2V) და მას არაფორმალურად ყვითელ ჯუჯად მოიხსენიებენ, რადგან მისი ხილული გამოსხივება სპექტრის ყვითელ-მწვანე ნაწილშია ყველაზე ინტენსიური. მიუხედავად იმისა, რომ სინამდვილეში იგი თეთრი ფერისაა, დედამიწის ზედაპირიდან ყვითელი ჩანს [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფეროს]] მიერ ლურჯი [[სინათლე|სინათლის]] გაფანტვის გამო.<ref>
{{Cite journal
 |last=Wilk |first=S. R.
 |year=2009
 |title=The Yellow Sun Paradox
 |url=http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147
 |journal=[[Optics & Photonics News]]
 |pages=12–13
 |ref=harv
}}</ref> სპექტრული კლასის მიხედვით, G2 მიუთითებს ზედაპირის [[ტემპერატურა]]ს (დაახლ. 5505 [[ცელსიუსის სკალა|°C]]) და V მიუთითებს, რომ მზე, სხვა [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] მსგავსად, [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავია]] და, აქედან გამომდინარე, [[ენერგია]]ს წარმოქმნის წყალბადის ჰელიუმად სინთეზით. მზე თავის ბირთვში 620 მილიონი ტონა წყალბადის სინთეზს ახდენს წამში.<ref name=Phillips1995-47>
{{Cite book
 |last=Phillips|first=K. J. H.
 |year=1995
 |title=Guide to the Sun
 |pages=47–53
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=978-0-521-39788-9
}}</ref><ref>{{cite news|title=Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost|url=http://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/17/3478276.htm|accessdate=25 February 2014|newspaper=[[Australian Broadcasting Corporation]]|date=17 April 2012|author=Karl S. Kruszelnicki|quote="Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen..."}}</ref>

ერთ დროს ასტრონომები მზეს პატარა და შედარებით შეუმჩნეველ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავად]] აღიქვამდნენ, მაგრამ ახლა მიჩნეულია, რომ იგი [[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში]] არსებული ვარსკვლავების 85 %-ზე კაშკაშაა, რომელთა უმეტესობა [[წითელი ჯუჯა|წითელი ჯუჯებია]].<ref>
{{Cite news
 |last=Than |first=K.
 |year=2006
 |title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single
 |publisher=[[Space.com]]
 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html
 |accessdate=1 August 2007
}}</ref><ref>
{{Cite journal
 |last=Lada |first=C. J.
 |year=2006
 |title=Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single
 |journal=[[Astrophysical Journal Letters]]
 |volume=640 |issue=1 |pages=L63–L66
 |arxiv=astro-ph/0601375
 |bibcode=2006ApJ...640L..63L
 |doi=10.1086/503158
 |ref=harv
}}</ref> მზის [[ვარსკვლავიერი სიდიდე|აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე]] +4,83-ია. თუმცა, რადგანაც მზე [[დედამიწა]]სთან მდებარე უახლოესი [[ვარსკვლავი]]ა, ის ნებისმიერ ობიექტზე კაშკაშაა ცაზე, რომლის ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე -26,74-ია.<ref>
{{Cite journal
 |last=Burton |first=W. B.
 |year=1986
 |title=Stellar parameters
 |journal=[[Space Science Reviews]]
 |volume=43|issue=3–4|pages=244–250
 |bibcode=
 |doi=10.1007/BF00190626
 |ref=harv
}}</ref><ref>
{{Cite journal
 |last=Bessell |first=M. S.
 |last2=Castelli |first2=F.
 |last3=Plez |first3=B.
 |year=1998
 |title=Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars
 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=333|pages=231–250
 |bibcode=1998A&A...333..231B
 |ref=harv
}}</ref> ეს არის დაახლოებით 13 მილიარდჯერ კაშკაშა, ვიდრე მეორე უფრო კაშკაშა ობიექტი [[სირიუსი]], რომლის ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე -1,46-ია. მზის გავარვარებული გვირგვინი უწყვეტად ფართოვდება და ქმნის [[მზიური ქარი|მზიურ ქარს]] — [[ელექტრული მუხტი|დამუხტული]] ნაწილაკების ნაკადი, რომელიც ფართოვდება [[მზის სისტემა#ჰელიოპაუზა|ჰელიოპაუზამდე]], 100 [[ასტრონომიული ერთეული]]ს მანძილზე. [[ჰელიოსფერო]] (ბურთულის მსგავსი სტრუქტურა), რომელიც ვარსკვლავთშორის სივრცეში მზიურმა ქარმა წარმოქმნა, არის უდიდესი უწყვეტი სტრუქტურა [[მზის სისტემა]]ში.<ref>{{Cite web
 |date=22 April 2003
 |title=A Star with two North Poles
 |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm
 |work=Science @ NASA
 |publisher=[[NASA]]
 |accessdate=14 სექტემბერი 2014
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090718014855/http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm
 |archivedate=18 ივლისი 2009
 }}</ref><ref>{{Cite journal
 |last=Riley
 |first=P.
 |last2=Linker
 |first2=J. A.
 |last3=Mikić
 |first3=Z.
 |year=2002
 |title=Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations
 |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf
 |journal=[[Journal of Geophysical Research]]
 |volume=107
 |issue=A7
 |pages=SSH 8–1
 |bibcode=2002JGRA..107.1136R
 |doi=10.1029/2001JA000299
 |id=CiteID 1136
 |accessdate=2014-09-14
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090814052347/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf
 |archivedate=2009-08-14
 }}</ref>

ამჟამად მზე ადგილობრივი ვარსკვლავთშორისი ღრუბლით ([[G-ღრუბელი|G-ღრუბელთან]] ახლოს) [[ადგილობრივი ჯგუფი|ადგილობრივი ბურთულის ზონაში]] მოძრაობს — [[ირმის ნახტომი]]ს [[ორიონის მკლავი]]ს შიდა რგოლში.<ref>http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20131121061128/http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html |date=2013-11-21 }}, Our Local Galactic Neighborhood, NASA</ref><ref>http://www.centauri-dreams.org/?p=14203, Into the Interstellar Void, Centauri Dreams</ref> 17 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] რადიუსით (დედამიწიდან) უახლოესი 50 ვარსკვლავური სისტემიდან (უახლოესი არის [[პროქსიმა კენტავრი]], რომელიც 4,2 სინათლის წლითაა დაშორებული დედამიწიდან) მზე მეოთხეა მასით.<ref>{{Cite journal
 |last=Adams
 |first=F. C.
 |last2=Graves
 |first2=G.
 |last3=Laughlin
 |first3=G. J. M.
 |year=2004
 |title=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 |url=http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf
 |journal=[[Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica]]
 |volume=22
 |pages=46–49
 |bibcode=2004RMxAC..22...46A
 |doi=
 |ref=harv
 |accessdate=2014-09-14
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110726103734/http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf
 |archivedate=2011-07-26
 }}</ref> მზე გალაქტიკის ცენტრიდან 24 000-26 000 სინათლის წლის მოშორებით ბრუნავს. ერთ სრულ საათის ისრის მიმართულების ორბიტას (თუ გალაქტიკის ჩრდილოეთ პოლუსიდან დავაკვირდებით) 225-250 მილიონ წელიწადში ასრულებს. რადგანაც მზე [[კოსმოსური მიკროტალღური ფონი]]ს (კმფ) შესაბამისად [[ჰიდრის თანავარსკვლავედი]]ს მიმართულებით 550 კმ/წმ სიჩქარით მოძრაობს, მზის ტოლქმედი სიჩქარე კმფ-ს მიმართ არის დაახლოებით 370 კმ/წმ [[ფიალის თანავარსკვლავედი|ფიალის]] ან [[ლომის თანავარსკვლავედი]]ს მიმართულებით.<ref>
{{Cite journal
 |last=Kogut |first=A.
 |author2=''et al.''
 |year=1993
 |title=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=419 |page=1
 |arxiv=astro-ph/9312056
 |bibcode=1993ApJ...419....1K
 |doi=10.1086/173453
}}</ref>

დედამიწასა და მზეს შორის საშუალო მანძილი 1 [[ასტრონომიული ერთეული]]ა (150 000 000 კილომეტრი), თუმცა დისტანცია იცვლება, როცა [[დედამიწა]] გადაინაცვლებს [[პერიჰელიუმი]]დან (იანვარში) [[აფელიუმი|აფელიუმში]] (ივლისში).<ref name="USNO">{{Cite web
 |date=31 January 2008
 |title=Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020
 |url=http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php
 |publisher=[[US Naval Observatory]]
 |accessdate=17 July 2009
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071013000301/http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php
 |archivedate=13 ოქტომბერი 2007
 }}</ref> ამ საშუალო მანძილზე [[სინათლე]]ს მზიდან დედამიწამდე მისაღწევად დაახლოებით 8 წუთი და 19 წამი სჭირდება (იხ. [[სინათლის სიჩქარე]]). მზის სინათლის ენერგია დედამიწაზე არსებულ სიცოცხლის თითქმის<ref>ჰიდროთერმული სარქველის ბინადრები ზღვის ქვეშ იმდენად ღრმად ცხოვრობენ, რომ მათთან მზის სინათლე ვერ აღწევს. ამის ნაცვლად ბაქტერია იყენებს გოგირდოვან მატერიას ენერგიის წყაროდ [[ქემოსინთეზი]]ს საშუალებით.</ref> ყველა ფორმას არჩენს [[ფოტოსინთეზი]]თ<ref name=Simon2001>
{{Cite book
 |last=Simon |first=A.
 |title=The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants
 |url=http://books.google.com/?id=1gXImRmz7u8C&pg=PA26&dq=bacteria+that+live+with+out+the+sun
 |pages=25–27
 |publisher=[[Simon & Schuster]]
 |year=2001
 |isbn=0-684-85618-2
}}</ref> და დედამიწის კლიმატსა და ამინდზეა პასუხისმგებელი. დედამიწაზე მზის უზარმაზარი ეფექტი ჯერ კიდევ პრეისტორიულ ხანებში შეინიშნებოდა და მას მრავალი კულტურა ღვთაებად აღიქვამდა. მზის ზუსტი მეცნიერული გაგება ნელა განვითარდა და ბოლო ხანების (XIX საუკუნის) გამოჩენილ მეცნიერებს მზის ფიზიკურ შედგენილობასა და ენერგიის წყაროზე ძალიან მწირი ცოდნა ჰქონდათ. ეს გაგება ჯერ კიდევ ვითარდება: ჯერ კიდევ არსებობს გარკვეული რაოდენობის ანომალია მზის ქცევაში, რომლებიც აუხსნელია.

==მახასიათებლები==
[[სურათი:Incandescent Sun.ogv|thumb|left|upright=1.5|ამ ვიდეოში გამოყენებულია მზის დინამიკური ობსერვატორიის ფოტოები და ამას გარდა დამატებითი პროცესები, რათა სტრუქტურები ხილული გახდეს. ამ ვიდეოში მოვლენები წარმოდგენილია მზის 2011 წლის 25 სექტემბრის 24 საათიანი აქტივობა.]]
მზე G2 ტიპის [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავია]], რომელიც [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] მასის 99,86 %-ს შეადგენს. ის თითქმის იდეალური [[სფერო (მათემატიკა)|სფეროა]], რომელიც 9 მემილიონედითაა შეკუმშული, რაც ნიშნავს იმას, რომ პოლარული [[დიამეტრი]] ეკვატორული დიამეტრისაგან 10 კილომეტრით განსხვავდება. იმის გამო, რომ მზე [[პლაზმა|პლაზმურ]] მდგომარეობაშია და მყარი არაა, ის ბევრად სწრაფად ბრუნავს ეკვატორზე, ვიდრე პოლუსებზე. ამ ქცევას დიფერენციალური ბრუნვა ეწოდება და გამოწვეული მზეში [[კონვექცია|კონვექციითა]] და მასის მოძრაობით. ამ [[მასა]]ს გადააქვს მზის საათის ისრის საპირისპირო მიმართულების კუთხური მომენტის ნაწილი (თუ დავაკვირდებით ეკლიპტიკის ჩრდილოეთ პოლუსიდან), აქედან გამომდინარე ის ხელახლა ანაწილებს კუთხურ სიჩქარეს. ამ ნამდვილი ბრუნვის პერიოდი ეკვატორზე დაახლოებით 25,6 დღეა, ხოლო პოლუსებზე — 33,5 დღე. თუმცა, ჩვენი მუდამ ცვალებადი ხედვის პერსპექტივის გამო დედამიწიდან (რადგანაც ის მზის გარშემო ბრუნავს), [[ვარსკვლავი]]ს ხილული ბრუნვა ეკვატორზე დაახლოებით 28 დღეა. ამ ნელი ბრუნვის ცენტრიდანული ეფექტი 18 მილიონჯერ სუსტია, ვიდრე მზის ეკვატორზე ზედაპირის გრავიტაცია. [[პლანეტა|პლანეტების]] გრავიტაციული გავლენა ბევრად სუსტია და მნიშვნელოვნად არ მოქმედებს მზის ფორმაზე.

მზე [[I პოპულაციის ვარსკვლავი|I პოპულაციის]] (ან მძიმე ელემენტებით მდიდარი) [[ვარსკვლავი]]ა. მზის ფორმირება შესაძლებელია ერთი ან რამდენიმე ახლოს მდებარე [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლის]] ანთების დარტყმითი ტალღით დაიწყო. ეს მოსაზრება იმიტომ გაჩნდა, რომ [[მზის სისტემა]]ში მძიმე ელემენტების უხვი რაოდენობაა (როგორებიცაა [[ოქრო]] და [[ურანი (ელემენტი)|ურანი]]) ე.წ. [[II პოპულაციის ვარსკვლავი|II პოპულაციის]] (მეტალით ღარიბი) ვარსკვლავებში არსებულ ელემენტების რაოდენობასთან შედარებით. ეს ელემენტები წარმოიქმნა ენდოთერმული ბირთვული რეაქციებით, რომლებიც ზეახლის ანთებისას მოხდა.

მზეს გამოკვეთილი, ზუსტი საზღვარი არ აქვს, როგორც [[პლანეტა|პლანეტებს]], და მის გარე ნაწილებში გაზის [[სიმკვრივე]] ექსპონენციურად (მაჩვენებლიანით) ეცემა, რაც უფრო იზრდება მანძილი მისი ცენტრიდან. მაგრამ მას აქვს კარგად გამოკვეთილი შიდა სტრუქტურა, რომელსაც ქვემოთ აღვწერთ. მზის რადიუსი იზომება მისი ცენტრიდან ფოტოსფეროს კიდემდე. [[ფოტოსფერო]] უკანასკნელი ხილული ფენაა, რადგან მის ზემოთ ფენები ან ძალიან ცივია, ან ძალიან სქელი, რომ საკმარისი ხილული სინათლე გამოასხივონ შეუიარაღებელი თვალისთვის. [[მზის დაბნელება|მზის სრული დაბნელებისას]], როდესაც [[ფოტოსფერო]]ს [[მთვარე]] აბნელებს, მზის გარშემო გვირგვინის დანახვა ადვილადაა შესაძლებელი.

მზის ინტერიერი პირდაპირ დაკვირვებადი არაა და მზეც გაუმჭვირვალეა [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|ელექტრომაგნიტური გამოსხივებისთვის]]. თუმცა, როგორც [[სეისმოლოგია]] [[მიწისძვრა|მიწისძვრების]] მიერ წარმოქმნილ ტალღებს იყენებს დედამიწის შინაგანი სტრუქტურის შესასწავლად, [[ჰელიოსეისმოლოგია]] მზის შინაგანი სტრუქტურიდან ამომავალ წნევის ტალღებს ([[ინფრაბგერა]]) იყენებს, რომ განსაზღვროს და თვალსაჩინო გახადოს [[ვარსკვლავი]]ს შიდა სტრუქტურა. მზის კომპიუტერული მოდელირება გამოიყენება თეორიულ იარაღად, რომ გამოკვლეულ იქნეს მისი უფრო ღრმა ფენები.

===ბირთვი===
[[სურათი:მზის სტრუქტურა.jpg|left|upright=2|thumb|მზის სტრუქტურა]]
მიჩნეულია, რომ მზის ბირთვი ცენტრიდან [[მზის რადიუსი]]ს 20-25 %-მდე ფართოვდება.<ref name="Garcia2007">
{{Cite journal
 |last=García |first=R.
 |author2=et al.
 |year=2007
 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core
 |journal=[[Science (journal)|Science]]
 |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593
 |bibcode=2007Sci...316.1591G
 |doi=10.1126/science.1140598
 |pmid=17478682
 |ref=harv
}}</ref> მისი [[სიმკვრივე]] 150 გ/სმ<sup>3</sup>-ია<ref name="Basu">
{{Cite journal
 |last1=Basu |first1=S.
 |author2=''et al.''
 |year=2009
 |title=Fresh insights on the structure of the solar core
 |journal=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=699 |issue=699 |page=1403
 |arxiv=0905.0651
 |bibcode=2009ApJ...699.1403B
 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403
}}</ref><ref name=NASA1>{{cite web
 |date=18 January 2007
 |title=NASA/Marshall Solar Physics
 |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml
 |publisher=[[Marshall Space Flight Center]]
 |accessdate=11 July 2009
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml
 |archivedate=29 მარტი 2019
 }}</ref> ([[წყალი|წყლის]] სიმკვრივეზე 150-ჯერ მეტი), ხოლო [[ტემპერატურა]] 15,7 მილიონ [[კელვინი|კელვინს]] აღწევს.<ref name=NASA1/> ამის საპირისპიროდ, მზის ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 5800 კელვინია. [[SOHO]]-დან მიღებული ბოლო დროინდელი მონაცემები მეტყველებს იმაზე, რომ ბირთვის ბრუნვის ტემპი ბევრად მეტია, ვიდრე მთელი მასხივებელი ზონისა.<ref name="Garcia2007"/> მზის სიცოცხლის უმეტეს ნაწილში ენერგია ბირთვული სინთეზით წარმოიქმნება. ეს ხდება ე.წ. [[პროტონ-პროტონული ჯაჭვი]]ს ეტაპებით; ეს პროცესი წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის.<ref>
{{Cite conference
 |last=Broggini |first=C.
 |year=2003
 |title=Nuclear Processes at Solar Energy
 |url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626
 |booktitle=Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference
 |page=21
 |arxiv=astro-ph/0308537
 |bibcode=2003phco.conf...21B
 |ref=harv
}}</ref> მზის ენერგიის მხოლოდ 0,8 % წარმოიქმნა [[ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლი]]თ.<ref name=jpcs271_1_012031>
{{Cite journal
 |last1=Goupil |first1=M. J.
 |last2=Lebreton |first2=Y.
 |last3=Marques |first3=J. P.
 |last4=Samadi |first4=R.
 |last5=Baudin |first5=F.
 |year=2011
 |title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns
 |journal=[[Journal of Physics: Conference Series]]
 |volume=271 |issue=1 |page=012031
 |arxiv=1102.0247
 |bibcode=2011JPhCS.271a2031G
 |doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031
}}</ref>

ბირთვი მზეში ერთადერთი ადგილია, რომელიც თერმული ენერგიის შესამჩნევ რაოდენობას სინთეზის დახმარებით წარმოქმნის. ენერგიის 99 % მზის რადიუსის 24 %-ში წარმოიქმნება და 30 %-ში სინთეზი თითქმის მთლიანად წყდება. მთლიან [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავს]] ის ენერგია აცხელებს, რომელიც ბირთვიდან წამოსული გამოსხივებით გადაეცემა კონვექციურ ფენებს. სინთეზის მიერ წარმოქმნილმა ენერგიამ მრავალი მომდევნო ფენა უნდა გაიაროს, რომ [[ფოტოსფერო]]ს მიაღწიოს და საბოლოოდ კოსმოსში [[ფოტონი|ფოტონად]] გამოსხივდეს ან ნაწილაკების [[კინეტიკური ენერგია|კინეტიკურ ენერგიად]] გადაიქცეს.<ref name=Phillips1995-47/><ref name=Zirker2002-15>
{{Cite book
 |last=Zirker|first=J. B.
 |year=2002
 |title=Journey from the Center of the Sun
 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 15]–34
 |publisher=[[Princeton University Press]]
 |isbn=978-0-691-05781-1
}}</ref>

პროტონ-პროტონული ჯაჭვი წამში 9,2×10<sup>37</sup>-ჯერ ხდება ბირთვში. იმის გამო, რომ ეს რეაქცია 4 თავისუფალ [[პროტონი|პროტონს]] ([[წყალბადი]]ს ბირთვებს) იყენებს, ის ყოველ წამში დაახლოებით 3,7×10<sup>38</sup> პროტონს ალფა ნაწილაკებად ([[ჰელიუმი]]ს ბირთვები) გარდაქმნის (მთლიანობაში ~8,9×10<sup>56</sup> თავისუფალ პროტონს მზეში), ან 6,2×10<sup>11</sup> კილოგრამს წამში.<ref name=Phillips1995-47/> რადგანაც წყალბადის ჰელიუმად სინთეზი სინთეზირებული მასის 0,7 %-ს ასხივებს ენერგიად,<ref>
{{cite book
 |last=Shu |first=F. H.
 |year=1982
 |title=The Physical Universe: An Introduction to Astronomy
 |url=https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf_239 |page=[https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf_239/page/n118 102]
 |publisher=[[University Science Books]]
 |isbn=0-935702-05-9
}}</ref> მზის მიერ გამოცემული ენერგია მასა-ენერგიის გადაქცევის ტემპით არის 4,26 მილიონი ტონა წამში, ან 384,6 იოტა[[ვატი]] (3,846×10<sup>26</sup> W),<ref name=nssdc /> ან 9,192×10<sup>10</sup> მეგატონა TNT-ს წამში.

სინთეზის მიერ წარმოებული სიმძლავრე ბირთვში მზის ცენტრიდან მანძილთან ერთად იცვლება. თეორიული მოდელების შეფასებით, მზის ცენტრში არსებული სიმძლავრე 276,5 ვ/მ<sup>3</sup>-ია<ref>{{cite web
 |last=Cohen
 |first=H.
 |date=9 November 1998
 |title=Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun
 |url=http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html
 |publisher=Contemporary Physics Education Project
 |accessdate=30 August 2011
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110816221059/http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html
 |archivedate=16 აგვისტო 2011
 }}</ref> - სიმძლავრის წარმოქმნის სიმკვრივე, რომელიც უფრო უახლოვდება რეპტილიის მეტაბოლიზმს, ვიდრე თერმობირთვულ ბომბს. წარმოქმნილი სიმძლავრის პიკი მზეში შედარებულია მოცულობით სითბოსთან, რომელიც წარმოიქმნება აქტიური კომპოსტის გროვაში. მზის უზარმაზარი სიმძლავრე არ არის იმის გამო, რომ ერთ კუბურ მეტრზე მაღალი სიმძლავრეა, არამედ იმიტომ, რომ მას დიდი ზომა აქვს.

ბირთვში არსებულ სინთეზის ტემპს თვითმარეგულირებელი წონასწორობა აქვს: სინთეზის მცირედით მაღალი ტემპი გამოიწვევს ბირთვის უფრო მეტად გათბობასა და გაფართოებას გარე ფენების წონის წინააღმდეგ, ამ დროს კი სინთეზის ტემპი მცირდება და რეგულირდება შეშფოთება; ოდნავ დაბალი დონე კი გამოიწვევს ბირთვის გაგრილებასა და შეკუმშვას, ამ დროს კი სინთეზის ტემპი იზრდება და უბრუნდება მის ჩვეულ დონეს.<ref>
{{Cite journal
 |last1=Haubold |first1=H. J.
 |last2=Mathai|first2=A. M.
 |year=1994
 |title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment
 |volume=320 |page=102
 |journal=[[AIP Conference Proceedings]]
 |arxiv=astro-ph/9405040
 |bibcode=1995AIPC..320..102H
 |doi=10.1063/1.47009
 |ref=harv
}}</ref><ref>
{{cite web
 |last=Myers|first=S. T.
 |date=18 February 1999
 |title=Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium
 |work=Introduction to Astrophysics II
 |accessdate=15 July 2009
 |url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html
}}</ref>

სინთეზის დროს გამოცემული გამა სხივები (მაღალი ენერგიის ფოტონები) შთაინთქმება მზის პლაზმის მხოლოდ რამდენიმე მილიმეტრში და შემდეგ ხელახლა გამოსხივდება შემთხვევითი მიმართულებით და ოდნავ დაბალი ენერგიით. აქედან გამომდინარე, გამოსხივებას დიდი დრო სჭირდება მზის ზედაპირამდე მისაღწევად. ფოტონის მოგზაურობის დრო 10 000 წლიდან 170 000 წლამდე იჭიმება.<ref name="NASA">
{{Cite web
 |year=2007
 |title=Ancient Sunlight
 |url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php
 |work=Technology Through Time
 |publisher=[[NASA]]
 |issue=50
 |accessdate=24 June 2009
 |ref=harv
}}</ref> ამის საპირისპიროდ, [[ნეიტრინო]]ებს, რომლებიც მზის მიერ წარმოქმნილი ენერგიის მხოლოდ 2 %-ს მოიცავს, სულ რაღაც 2,3 წამი სჭირდებათ ზედაპირამდე ამოსასვლელად. იმის გამო, რომ მზეში ენერგიის გადაადგილება პროცესია, რომელიც მოიცავს ფოტონებს მატერიასთან თერმოდინამიკურ წონასწორობაში, ენერგიის გადატანის დროის მასშტაბი მზეში ბევრად დიდია — დაახლოებით 30 000 000 წელიწადი. ამ დროში მზე შეძლებდა თავის სტაბილურ მდგომარეობაში დაბრუნებას, თუ მის ბირთვში ენერგიის წარმოების ტემპი უეცრად შეიცვლებოდა.<ref>{{Cite journal
 |last=Stix
 |first=M.
 |year=2003
 |title=On the time scale of energy transport in the sun
 |url=http://www.springerlink.com/content/l256u14247171u67/
 |journal=[[Solar Physics (journal)|Solar Physics]]
 |volume=212
 |issue=1
 |pages=3–6
 |bibcode=2003SoPh..212....3S
 |doi=10.1023/A:1022952621810
 }}{{Dead link|date=იანვარი 2021 |bot=InternetArchiveBot }}</ref>

კონვექციურ გარე ფენაში ფოტონის მგზავრობის საბოლოო ნაწილის დროს შეჯახებები უფრო ნაკლებია და მათ ბევრად ნაკლები ენერგია აქვთ. ფოტოსფერო მზის გამჭვირვალე ზედაპირია, სადაც ფოტონები ხილულ სინათლედ გვევლინება. მზეში თითოეული გამა სხივი კოსმოსში „გაქცევამდე“ გარდაიქმნება ხილული სინათლის რამდენიმე მილიონ ფოტონად. ნეიტრინოებიც ბირთვში არსებული სინთეზით გამოიცემა, მაგრამ ფოტონებისაგან განსხვავებით, ისინი იშვიათად ურთიერთქმედებენ მატერიასთან და ამიტომ მათი უმეტესობა მზეს უცებვე უსხლტება. მრავალწლიანი კვლევების შედეგად დადგენილი მზეში არსებული ნეიტრინოების რიცხვი ბევრად დაბალი იყო, ვიდრე ამას თეორიები წინასწარმეტყველებდა. ეს უთანხმოება 2001 წელს გადაიჭრა, როცა ნეიტრინოს ოსცილაციის ეფექტები აღმოაჩინეს: მზე ასხივებს იმ რაოდენობის ნეიტრინოებს, რამდენსაც თეორია წინასწარმეტყველებს, მაგრამ ნეიტრინოების დეტექტორები მათი 2/3-ის დაფიქსირებას ვერ ახერხებენ, რადგან ისინი იცვლიან არომატს აღმოჩენიდან მალევე.<ref name="Schlattl">
{{Cite journal
 |last=Schlattl |first=H.
 |year=2001
 |title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem
 |journal=[[Physical Review D]]
 |volume=64 |issue=1 |page=013009
 |arxiv=hep-ph/0102063
 |bibcode=2001PhRvD..64a3009S
 |doi=10.1103/PhysRevD.64.013009
 |ref=harv
 }}</ref>

===მასხივებელი ზონა===
[[სურათი:მზის აგებულება.jpeg|thumb|upright=2|left|მზის მსგავსი ვარსკვლავის შინაგანი სტრუქტურა]]
0,7 [[მზის რადიუსი]]ს ქვემოთ მზის მატერია იმდენად ცხელი და მკვრივია, რომ თერმული გამოსხივება ენერგიის ბირთვიდან გადაცემის ძირითადი წყაროა.<ref name="autogenerated1">{{cite web
 |url=http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html
 |title=NASA&nbsp;– Sun
 |publisher=World Book at NASA
 |accessdate=10 October 2012
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130510142009/http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html
 |archivedate=10 მაისი 2013
 }}</ref> ამ ზონას თერმული კონვექცია არ აწესრიგებს. თუმცა, [[ტემპერატურა]] 7 მილიონიდან 2 მილიონ [[კელვინი|კელვინამდე]] ეცემა ბირთვიდან ზრდად მანძილზე.<ref name=NASA1/> ეს [[ტემპერატურული გრადიენტი]] ბევრად ნაკლებია, ვიდრე [[ადიაბატური გადახრის ტემპი]]ს მნიშვნელობა და, აქედან გამომდინარე, [[კონვექცია]]ს ვერ ახერხებს. [[ენერგია]] გადაეცემა გამოსხივებით — [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს [[იონები]] [[ფოტონი|ფოტონებს]] ასხივებს, რომლებიც ძალიან მოკლე მანძილს გადის სხვა იონების მიერ ხელახლა შთანთქმამდე. [[სიმკვრივე]] ასჯერ მცირდება (20 გ/სმ<sup>3</sup>-დან 0,2 გ/სმ<sup>3</sup>-მდე) 0,25 მზის რადიუსიდან მასხივებელი ზონის ზედა ნაწილამდე.<ref name="autogenerated1"/>

მასხივებელი ზონა და კონვექციური ზონა გადამსვლელი ფენითაა გამოყოფილი, რომელსაც ''[[ტახოკლინი]]'' ეწოდება. ეს არის რეგიონი, სადაც მკაცრი რეჟიმის ცვლილება მასხივებელი ზონის ბრუნვის ერთგვაროვნებასა და კონვექციური ზონის დიფერენციალურ ბრუნვას შორის შედეგად იძლევა დიდ გაჭრას — მდგომარეობა, სადაც მომდევნო ჰორიზონტალური ფენები ერთმანეთს ანაცვლებს.<ref>
{{Cite book
 |last=Tobias |first=S. M.
 |year=2005
 |chapter=The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo
 |url=http://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193
 |pages=193–235
 |editor=A. M. Soward ''et al.''
 |title=Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics
 |publisher=[[CRC Press]]
 |isbn=978-0-8493-3355-2
}}</ref>  სითხის მოძრაობა, რომელიც კონვექციურ ზონაში შეინიშნება, ნელ-ნელა უჩინარდება ამ ფენის ზედა ნაწილიდან მის ძირამდე, რომელიც მასხივებელი ზონის მახასიათებლებს ემთხვევა. ამჟამად ნავარაუდებია, რომ მაგნიტური დინამო ამ ფენის შიგნით წარმოქმნის მზის მაგნიტურ ველს.<ref name=NASA1/>
{{clear}}

===კონვექციური ზონა===
მზის გარე ფენაში, მისი ზედაპირიდან დაახლოებით 200 000 კილომეტრის ქვემოთ (ცენტრიდან მზის რადიუსის 70 %-ით), [[ტემპერატურა]] ბევრად დაბალია, ვიდრე მასხივებელ ზონაში და მძიმე [[ატომი|ატომები]] სრულად [[იონიზაცია|იონიზირებული]] არაა. შედეგად, მასხივებელი სითბოს გადაადგილება ნაკლებად ეფექტიანია. გაზების [[სიმკვრივე]] იმდენად დაბალია, რომ საშუალებას იძლევა კონვექციური დინებები წარმოიქმნას. ტახოკლინში გაცხელებული მატერია სითბოს იღებს და ფართოვდება, ამის შედეგად კი მცირდება მისი სიმკვრივე და ხდება მისი ამოსვლა. შედეგად თერმული [[კონვექცია]] წარმოიქმნება, როცა თერმულ უჯრედებს გადააქვს სითბოს უმეტესობა მზის [[ფოტოსფერო]]დან გარე მიმართულებით. როგორც კი მატერია ფოტოსფეროში გრილდება, მისი სიმკვრივე იზრდება და იძირება კონვექციური ზონის ფსკერზე, სადაც ის უფრო მეტ სითბოს იღებს მასხივებელი ზონის ზედა ნაწილიდან და ციკლი გრძელდება. ფოტოსფეროში ტემპერატურა 5700 [[კელვინი|K]]-მდე ეცემა, ხოლო სიმკვრივე — 0,2 გ/მ<sup>3</sup>-მდე ([[ზღვის დონე|ზღვის დონეზე]] [[ჰაერი|ჰაერის სიმკვრივის]] დაახლოებით 1/6000).<ref name=NASA1/>

[[სურათი:Bénard cells convection.ogv|thumb|upright=1.5|მცირე ბენარის უჯრედები [[დედამიწა]]ზე, რომელიც დამზადებულია [[აცეტონი]]სა და [[ოქრო]]ს საღებავის შერევით არაღრმა ლანგარში. მზიური ბენარის უჯრედები ბევრად დიდია, მაგრამ იმავე პრინციპით მუშაობს, აქედან გამომდინარე ერთნაირი გარეგნობა აქვთ.]]

კონვექციურ ზონაში თერმული სვეტები მზის ზედაპირზე წარმოქმნის ნიშნებს, როგორც მზიური გრანულაციები (დანაწევრება) და ზეგრანულაციები. მზის ინტერიერის ამ გარე ნაწილის ტურბულენტური კონვექცია იწვევს „მცირე მასშტაბის“ დინამოებს, რომლებიც წარმოქმნის მაგნიტურ ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსებს მთელი მზის ზედაპირზე.<ref name=NASA1/> მზის თერმული სვეტები [[ბენარის უჯრედები]]ა და ექვსკუთხა [[პრიზმა|პრიზმის]] ფორმა აქვს.<ref>
{{Cite book
 |last=Mullan |first=D. J
 |year=2000
 |chapter=Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona
 |url=http://books.google.com/?id=rk5fxs55_OkC&pg=PA22
 |page=22
 |editor=Page, D., Hirsch, J.G.
 |title=From the Sun to the Great Attractor
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |isbn=978-3-540-41064-5
}}</ref>

===ფოტოსფერო===
{{მთავარი|ფოტოსფერო}}
[[ფაილი:მზის სპექტრული გამოსხივება.jpg|thumb|მზის ეფექტიანი ან შავი სხეულის [[ტემპერატურა]] (5777 [[კელვინი]]) ის ტემპერატურაა, რომელიც იმავე ზომის [[შავი სხეული|შავ სხეულს]] უნდა ჰქონდეს, რომ წარმოქმნას იგივე მთლიანი გამომყოფი სიმძლავრე]]
მზის ხილული ზედაპირი, ანუ ფოტოსფერო, არის ფენა, რომლის ქვემოთაც მზე ხილული სინათლისთვის გაუმჭვირვალე ხდება. ფოტოსფეროს ზემოთ მზის ხილული შუქი თავისუფლად ვრცელდება კოსმოსში და მისი [[ენერგია]] მთლიანად უსხლტება მზეს. გაუმჭვირვალობაში ცვლილება გამოწვეულია H<sup>—</sup> [[იონები]]ს კლებადი რაოდენობით, რომლებიც ხილულ სინათლეს ადვილად შთანთქავს.<ref name=Abhyankar1977/>  ამის საპირისპიროდ, ხილული სინათლე, რომელსაც ჩვენ ვხედავთ, წარმოიქმნება მაშინ, როცა [[ელექტრონი|ელექტრონები]] რეაქციაში შედის [[წყალბადი]]ს ატომებთან, რომ წარმოიქმნას H<sup>—</sup> იონები.<ref name="Gibson">
{{Cite book
 |last=Gibson |first=E. G.
 |year=1973
 |title=The Quiet Sun
 |publisher=[[NASA]]
 |isbn=
 |asin=B0006C7RS0
}}</ref><ref name="Shu">
{{Cite book
 |last=Shu |first=F. H.
 |title=The Physics of Astrophysics, Volume 1
 |publisher=[[University Science Books]]
 |year=1991
 |isbn=0-935702-64-4
}}</ref> ფოტოსფერო ათობით და ასობით კილომეტრის სისქისაა, რომელიც დედამიწის [[ჰაერი|ჰაერზე]] ნაკლებად გაუმჭვირვალეა. იმის გამო, რომ ფოტოსფეროს ზედა ნაწილი ქვედა ნაწილზე უფრო გრილია, მზე ცენტრში უფრო კაშკაშა ჩანს, ვიდრე მზის დისკოს კიდეში. ამ ფენომენს კი [[დისკოს დაბნელება]] ეწოდება.<ref name=Abhyankar1977/> მზის [[სინათლე|სინათლის სპექტრს]] დაახლოებით [[შავი სხეული]]ს გამოსხივების სპექტრი აქვს დაახლოებით 6000 [[კელვინი|კელვინზე]] და მიმოიბნევა ფოტოსფეროს მაღლა მდებარე გათხელებულ ფენებში ატომური შთანმთქმელი ხაზებით. ფოტოსფეროს ნაწილაკური სიმკვრივე დაახლოებით 10<sup>23</sup> მ<sup>−3</sup>-ია (0,37 % დედამიწის [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფეროში]] არსებული ნაწილაკების რაოდენობისა, რომელიც ერთ კუბურ მეტრშია). ფოტოსფერო სრულად იონიზირებული არ არის — იონიზაციის განფენილობა დაახლოებით 3 %-ია და თითქმის ყველა [[წყალბადი]] [[ატომი|ატომურ]] ფორმაშია.<ref>
{{cite journal
 |last1=Rast|first1=M.
 |last2=Nordlund |first2=Å.
 |last3=Stein |first3=R.
 |last4=Toomre |first4=J.
 |year=1993
 |title=Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations
 |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]
 |volume=408 |issue=1 |page=L53–L56
 |bibcode=1993ApJ...408L..53R
 |doi=10.1086/186829
}}</ref>

ფოტოსფეროს ოპტიკური სპექტრის ადრეული კვლევებისას აღმოჩნდა, რომ ზოგიერთი შთანმთქმელი ხაზი არ უკავშირდება არცერთ ქიმიურ ელემენტს, რომლებიც მაშინ იყო ცნობილი [[დედამიწა]]ზე. 1868 წელს [[ნორმალ ლოკიერი|ნორმან ლოკიერმა]] ივარაუდა, რომ ეს შთანმთქმელი ხაზები გამოწვეული იყო ახალი ელემენტის მიერ, რომელსაც მან [[ჰელიუმი]] უწოდა ბერძნული მზის ღმერთ [[ჰელიოსი]]ს პატივსაცემად. 25 წლის შემდეგ დედამიწაზე ჰელიუმის იზოლირება მოხდა.<ref name="Lockyer">{{cite web
 |last=Parnel
 |first=C.
 |title=Discovery of Helium
 |url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html
 |publisher=[[University of St Andrews]]
 |accessdate=22 March 2006
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20151107043457/http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html
 |archivedate=7 ნოემბერი 2015
 }}</ref>

===ატმოსფერო===
[[სურათი:Solar eclipse 1999 4.jpg|thumb|right|[[მზის დაბნელება|მზის სრული დაბნელებისას]] მზის [[გვირგვინი]]ს დანახვა შეუიარაღებელი თვალითაა შესაძლებელი (მცირე ხნით).]]
ფოტოსფეროს მაღლა მდებარე ნაწილებს ''მზის ატმოსფერო'' ეწოდება.<ref name=Abhyankar1977/> მათი დანახვა [[ტელესკოპი]]თაა შესაძლებელი, რომლებიც ხილული სინათლიდან გამა სხივების დიაპაზონამდე მუშაობს. ისინი შეიცავს 5 ძირითად ზონას: ტემპერატურულ მინიმუმს, [[ქრომოსფერო]]ს, გადასვლის რეგიონს, [[გვირგვინი|გვირგვინსა]] და [[ჰელიოსფერო]]ს.<ref name=Abhyankar1977/>

მზის ყველაზე გრილი ფენა არის ტემპერატურული მინიმუმის რეგიონი, რომელიც ფოტოსფეროდან 500 კმ-თი ზემოთაა. მისი [[ტემპერატურა]] დაახლოებით 4100 [[კელვინი]]ა.<ref name=Abhyankar1977>
{{Cite journal
 |last=Abhyankar |first=K. D.
 |year=1977
 |title=A Survey of the Solar Atmospheric Models
 |url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510
 |journal=[[Bulletin of the Astronomical Society of India]]
 |volume=5 |pages=40–44
 |bibcode=1977BASI....5...40A
 |ref=harv
}}</ref> მზის ეს ნაწილი იმდენად გრილია, რომ მასზე უბრალო [[მოლეკულა|მოლეკულები]] არსებობს, როგორებიცაა [[ნახშირჟანგი]] და [[წყალი]], რომელთა დაფიქსირება მათი შთანმთქმელი სპექტრითაა შესაძლებელი.<ref name=Solanki1994>
{{Cite journal
 |last=Solanki |first=S. K.
 |last2=Livingston |first2=W.
 |last3=Ayres |first3=T.
 |year=1994
 |title=New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere
 |journal=[[Science (journal)|Science]]
 |pmid=17748350
 |volume=263 |issue=5143 |pages=64–66
 |bibcode=1994Sci...263...64S
 |doi=10.1126/science.263.5143.64
 |ref=harv
}}</ref>

[[ქრომოსფერო]], გადასვლის რეგიონი და გვირგვინი მზის ზედაპირზე ბევრად ცხელია.<ref name=Abhyankar1977/> ამის მიზეზი ზუსტად არაა დადგენილი. მტკიცებულება მეტყველებს იმაზე, რომ ''ალფვენის ტალღებს'' აქვს იმდენი ენერგია, რომ გვირგვინი გაათბოს.<ref>
{{Cite journal
 |last=De Pontieu |first=B.
 |author2=''et al.''
 |year=2007
 |title=Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind
 |journal=[[Science (journal)|Science]]
 |volume=318 |issue=5856 |pages=1574–77
 |bibcode=2007Sci...318.1574D
 |doi=10.1126/science.1151747
 |pmid=18063784
 |ref=harv
}}</ref>

ტემპერატურული მინიმუმის ფენის ზემოთ არის 2000 კმ-ის სისქის ფენა, რომელსაც აკონტროლებს ემისიური და შთანმთქმელი ხაზების სპექტრი.<ref name=Abhyankar1977/> მას ეწოდება ქრომოსფერო, რომელიც ბერძნული სიტყვა ''chroma''-დან (ნიშნავს ფერს), რადგან ქრომოსფერო ჩანს, როგორც ფერადი ნათება [[მზის დაბნელება|მზის სრული დაბნელების]] დასაწყისისას და დასასრულისას.<ref name="autogenerated1"/> ქრომოსფეროში ტემპერატურა თანდათანობით იზრდება სიმაღლესთან ერთად და წვერში 20 000 კელვინს აღწევს. ქრომოსფეროს ზედა ნაწილში [[ჰელიუმი]] ნაწილობრივ იონიზირებული ხდება.<ref name=Hansteen1997>
{{Cite journal
 |last=Hansteen |first=V. H.
 |last2=Leer |first2=E.
 |last3=Holzer |first3=T. E.
 |year=1997
 |title=The role of helium in the outer solar atmosphere
 |journal=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=482 |issue=1 |pages=498–509
 |bibcode=1997ApJ...482..498H
 |doi=10.1086/304111
 |ref=harv
}}</ref>

[[სურათი:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|left|upright=1.5|„ჰინოდის მზის ოპტიკური ტელესკოპის“ მიერ გადაღებული (2007 წლის 12 იანვარს) მზის ეს ფოტო პლაზმის ფილამენტურ ბუნებას წარმოაჩენს, რომელიც განსხვავებული მაგნიტური პოლარულობის რეგიონებს აკავშირებს.]]

[[ქრომოსფერო]]ს მაღლა თხელ, დაახლოებით 200 კილომეტრიან გადასვლის რეგიონში [[ტემპერატურა]] სწრაფად იზრდება 20 000 კელვინამდე ზედა ქრომოსფეროში, ხოლო გვირგვინის ტემპერატურა 1 000 000 კელვინსაც აღწევს.<ref name=Erdelyi2007/> ტემპერატურის ზრდა მცირდება გადასვლის რეგიონში [[ჰელიუმი]]ს სრული იონიზაციის შედეგად, რომელიც შესამჩნევად ამცირებს [[პლაზმა|პლაზმის]] მასხივებელ გაგრილებას.<ref name=Hansteen1997/> გადასვლის რეგიონი კარგად განსაზღვრულ სიმაღლეზე არ მდებარეობს. ის წარმოიქმნის ღრუბლის მსგავს რაღაცას ქრომოსფერული მახასიათებლების ირგვლივ, როგორებიცაა [[სპიკული|სპიკულები]] და ფილამენტები, და მუდმივ, ქაოსურ მოძრაობაშია.<ref name="autogenerated1"/> გადასვლის რეგიონი [[დედამიწა|დედამიწის]] ზედაპირიდან ადვილად არ ჩანს, თუმცა კოსმოსური [[ტელესკოპი|ტელესკოპებით]] ადვილად დაკვირვებადია, რომლებიც მგრძნობიარეა უკიდურესი ულტრაიისფერის მიმართ.<ref name=Dwivedi2006>{{Cite journal
 |last=Dwivedi
 |first=B. N.
 |year=2006
 |title=Our ultraviolet Sun
 |url=http://cs-test.ias.ac.in/cs/Downloads/article_40416.pdf
 |journal=[[Current Science]]
 |volume=91
 |issue=5
 |pages=587–595
 |ref=harv
 }}{{Dead link|date=დეკემბერი 2021 |bot=InternetArchiveBot }}</ref>

მზის შემდეგი ფენა გვირგვინია. მზის ზედაპირთან მდებარე ქვედა გვირგვინის ნაწილაკური [[სიმკვრივე]] დაახლოებით 10<sup>15</sup>—10<sup>16</sup> მ<sup>−3</sup>-ია.<ref name=Hansteen1997/> გვირგვინისა და მზიური ქარის საშუალო ტემპერატურა დაახლოებით 1 000 000—2 000 000 [[კელვინი]]ა, თუმცა, უცხელეს რეგიონებში ტემპერატურა 8 მილიონიდან 20 მილიონამდე კელვინს აღწევს.<ref name=Erdelyi2007/> მართალია, სრულყოფილი თეორია არ არსებობს გვირგვინის ასეთი ტემპერატურის ასახსნელად, თუმცა ერთ-ერთი და ყველაზე მიღებული ისაა, რომ მაგნიტური კავშირები იწვევს მის ასეთ გაცხელებას.<ref name=Erdelyi2007/><ref name=Russell2001>{{Cite book
 |last=Russell
 |first=C. T.
 |year=2001
 |chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial
 |url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf
 |pages=73–88
 |editors=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.
 |title=Space Weather (Geophysical Monograph)
 |publisher=[[American Geophysical Union]]
 |isbn=978-0-87590-984-4
 |accessdate=2014-09-18
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20181001131951/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf
 |archivedate=2018-10-01
 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20181001131951/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf |date=2018-10-01 }}</ref> გვირგვინი მზის გაფართოებული ატმოსფეროა, რომლის მოცულობა ბევრად დიდია, ვიდრე მზის [[ფოტოსფერო]]ს მიერ დაკავებული მოცულობა. გვირგვინის გარეთა ზედაპირზე არსებულ ტალღებს, რომლებიც ქაოსურად ბევრად შორ მანძილებზე ვრცელდება, მზიური ქარი ეწოდება. ის მზის ერთ-ერთი ყველაზე ძლიერი გავლენის გამოხატულებაა მთელ [[მზის სისტემა]]ში.<ref name=Russell2001/>

მზის გათხელებული ყველაზე გარეთა ატმოსფერო, რომელსაც ჰელიოსფერო ეწოდება, მზიური ქარის პლაზმითაა სავსე. მზის ეს უშორესი ნაწილი იწყება იმ მანძილზე, სადაც მზიური ქარის დინება ხდება ზეალფვენიკური — ეს არის, სადაც დინება ხდება ალფვენის ტალღებზე სწრაფი,<ref>
{{Cite book
 |first=Emslie |last=A. G
 |first2=Miller |last2=J. A.
 |year=2003
 |chapter=Particle Acceleration
 |chapterurl=http://books.google.de/books?id=W_oZYFplXX0C&pg=PA275
 |editor=Dwivedi, B. N.
 |title=Dynamic Sun
 |page=275
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=978-0-521-81057-9
}}</ref> დაახლოებით 0,1 [[ასტრონომიული ერთეული|ასტრონომიულ ერთეულზე]]. [[ჰელიოსფერო]]ში არსებულ ტუბრულენტურ და დინამიკურ ძალებს არ ძალუძს მზის გვირგვინის ფორმაზე გავლენის მოხდენა, რადგან ინფორმაცია მხოლოდ [[ალფვენის ტალღები]]ს სიჩქარით მოძრაობს. მზიური ქარი მოძრაობს ჰელიოსფეროში გარე მიმართულებით განუწყვეტლივ და წარმოქმნის სპირალური ფორმის მზის [[მაგნიტური ველი|მაგნიტურ ველებს]] მანამდე,<ref name=Russell2001/> სანამ ის არ შეეჯახება [[მზის სისტემა#ჰელიოპაუზა|ჰელიოპაუზას]], რომელიც მზიდან 50 [[ასტრონომიული ერთეული]]თაა დაშორებული. 2004 წელს „ვოიაჯერ 1-მა“ ჩაუარა რეგიონს, რომელიც ჰელიოპაუზის ნაწილი ეგონათ. ვოიაჯერების ორივე ზონდმა ენერგეტიკული ნაწილაკების უფრო მაღალი დონე აჩვენა, როცა საზღვარს უახლოვდებოდნენ.<ref>
{{cite press
 |year=2005
 |title=The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass
 |url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394
 |publisher=[[European Space Agency]]
 |accessdate=22 March 2006
}}</ref>

ჰელიოსფერო, რომელიც [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] გარე ნაწილებამდე ფართოვდება, ბევრად შორს, ვიდრე [[პლუტონი]]ს ორბიტა, მდებარეობს ჰელიოპაუზის დასასრულს, რომელიც, თავის მხრივ, მზის გავლენის დასასრულია და საზღვარია ვარსკვლავთშორის სივრცესთან.

===მაგნიტური ველი===
{{მთავარი|მზის მაგნიტური ველი}}
[[სურათი:Sun - August 1, 2010.jpg|thumb|ეს ფოტო ნამდვილი ფერების არაა. მასზე ნაჩვენებია მზის C3 კლასის მზიური ამოფრქვევა (თეთრი ნაწილი მარცხნივ ზედა ნაწილში), მზიური ცუნამი (ტალღის მსგავსი სტრუქტურა, მარჯვნივ მაღლა ნაწილში) და პლაზმის მრავალი ფილამენტი, რომელთაც შემდეგ მაგნიტური ველი მოჰყვება - ამოდის [[ვარსკვლავი]]ს ზედაპირიდან.]]
[[სურათი:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|right|[[ჰელიოსფერული ნაკადის ფენა]] მზის სისტემის გარე ნაწილებამდე იჭიმება.<ref>
{{cite web
 |year=2006
 |title=The Mean Magnetic Field of the Sun
 |url=http://wso.stanford.edu/#MeanField
 |publisher=[[Wilcox Solar Observatory]]
 |accessdate=1 August 2007
}}</ref>]]

მზე მაგნიტურად აქტიური [[ვარსკვლავი]]ა. ის წარმოქმნის ძლიერ, ცვალებად [[მაგნიტური ველი|მაგნიტურ ველს]], რომელიც წელიწადის განმავლობაში იცვლება და აქტივობას ყოველ 11 წელიწადში იცვლის — მზის მინიმუმიდან მზის მაქსიმუმისზე გადადის და პირიქით.<ref name=Zirker2002-119>
{{Cite book
 |last=Zirker |first=J. B.
 |year=2002
 |title=Journey from the Center of the Sun
 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 119]–120
 |publisher=[[Princeton University Press]]
 |isbn=978-0-691-05781-1
}}</ref> მზის მაგნიტური ველი მრავალ ეფექტს იწვევს, რომელთაც ერთად მზიური აქტივობა ეწოდება. ეს მოიცავს მზის ზედაპირზე არსებულ მზის ლაქებს, მზიურ ამოფრქვევებსა და მზიურ ქარის სხვადასხვაობას, რომელიც მატერია მთელი [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] გავლით ავრცელებს.<ref name=Zirker2002>
{{Cite book
 |last=Zirker |first=J. B.
 |year=2002
 |title=Journey from the Center of the Sun
 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/120 120]–127
 |publisher=[[Princeton University Press]]
 |isbn=978-0-691-05781-1
}}</ref> მზიური აქტივობის ეფექტები [[დედამიწა]]ზე არის [[ჩრდილოეთის ციალი|ჩრდილოეთისა]] და [[სამხრეთის ციალი]] მაღალ განედებზე და რადიოკომუნიკაციისა და ელექტროენერგიის დახშობა. მიჩნეულია, რომ მზიურმა აქტივობებმა უზარმაზარი როლი ითამაშა [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] [[მზის სისტემა#წარმოქმნა და ევოლუცია|ფორმირებასა და ევოლუციაში]]. ის [[დედამიწა|დედამიწის]] [[იონოსფერო|გარე ატმოსფეროს]] სტრუქტურას ცვლის.<ref name=Phillips1995>
{{Cite book
 |last=Phillips |first=K. J. H.
 |year=1995
 |title=Guide to the Sun
 |pages=14–15, 34–38
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=978-0-521-39788-9
}}</ref>

მზეში არსებული ყველა მატერია გაზურ მდგომარეობაშია, ხოლო მაღალ ტემპერატურებზე [[პლაზმა|პლაზმურში]] გადადის. ამის შედეგად, მზე მის ეკვატორზე უფრო სწრაფად ბრუნავს (დაახლ. 25 დღე), ვიდრე უკიდურეს განედებზე (დაახლ. 35 დღე პოლუსებთან ახლოს). მზის დიფერენციალური ბრუნვის განედები დროთა განმავლობაში იწვევს [[მაგნიტური ველი|მაგნიტური ველების]] ძალწირების ერთმანეთში ჩახლართვას, რის შედეგადაც წარმოიქმნება მაგნიტური ველის მარყუჟები. ისინი ამოიფრქვევა მზის ზედაპირიდან და მზის ლაქებისა და ამოზნექილობების წარმოქმნას უწყობს ხელს. ეს გადახლართვა ქმნის მზიურ დინამოსა და მაგნიტური აქტივობის 11 წლიან მზიურ ციკლს, რადგან მზის მაგნიტური ველი ჩვეულ ნორმაში დგება ისევ ყოველ 11 წელიწადში ერთხელ.<ref>{{Cite news
 |date=16 February 2001
 |title=Sun flips magnetic field
 |url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html
 |work=[[CNN]]
 |accessdate=11 July 2009
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130811075014/http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html
 |archivedate=11 აგვისტო 2013
 }}</ref><ref>{{cite web
 |last=Phillips
 |first=T.
 |date=15 February 2001
 |title=The Sun Does a Flip
 |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm
 |publisher=[[NASA]]
 |accessdate=11 July 2009
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090512121817/http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm
 |archivedate=12 მაისი 2009
 }}</ref>

მზის მაგნიტური ველი მზეზე საკმაოდ შორს ვრცელდება. მაგნეტიზირებული მზიური ქარის პლაზმა მზის მაგნიტური ველი კოსმოსში გადააქვს და წარმოქმნის ე.წ. პლანეტათაშორის მაგნიტურ ველს.<ref name=Russell2001/> რადგანაც [[პლაზმა]] მხოლოდ მაგნიტური ველების ძალწირებთან ერთად ვრცელდება, პლანეტათაშორისი მაგნიტური ველი თავდაპირველად რადიალურად იჭიმება მზისგან მოშორებით. იმის გამო, რომ მზის ეკვატორის ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსის ველებს განსხვავებული პოლარულობა აქვს, რომელიც მზის მიმართულებით და პირიქითაა მიმართული, მზის ეკვატორულ სიბრტყეში არსებობს ნაკადის თხელი ფენა, რომელსაც ჰელიოსფეროს ნაკადის ფენა ეწოდება.<ref name=Russell2001/> დიდ მასშტაბებზე მზის მოძრაობა მაგნიტურ ველსა და ნაკადის ფენას გრეხს [[არქიმედესეული სპირალი]]ს მსგავს სტრუქტურად, რომელსაც ''პარკერის სპირალი'' ეწოდება.<ref name=Russell2001/> პლანეტათაშორისი მაგნიტური ველი მზის მაგნიტური ველის დიპოლურ კომპონენტზე ბევრად ძლიერია. მზის დიპოლური 50-400 [[ტესლა (ერთეული)|μT-იანი]] (მიკროტესლა) მაგნიტური ველი (ფოტოსფეროსთან) მცირდება მანძილის კუბის უკუპროპორციული კანონით 0.1nT–მდე დედამიწასთან. თუმცა, კოსმოსური ზონდების მიერ პლანეტათაშორის ველზე ჩატარებულმა კვლევებმა აჩვენა, რომ დედამიწის მდებარეობა დაახლოებით 5 nT-ა — დაახლოებით 100-ჯერ მეტი.<ref name=Wang2003>
{{Cite journal
 |last=Wang |first=Y.-M.
 |last2=Sheeley |first2=N. R.
 |year=2003
 |title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum
 |journal=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=591 |issue=2 |pages=1248–56
 |bibcode=2003ApJ...591.1248W
 |doi=10.1086/375449
 |ref=harv
}}</ref> სხვადასხვაობა გამოწვეულია მზის გარშემო არსებულ პლაზმაში ელექტრული დინებების მიერ წარმოქმნილი მაგნიტური ველების გამო.

==ქიმიური შედგენილობა==
[[სურათი:Sun STEREO 4dec2006 lrg.jpg|thumb|right|მზის ეს ფოტო გადაღებულია 2006 წელს გაშვებული [[STEREO]]-ს მიერ]]
{{ციტატა|ქიმიკოსის გადმოსახედიდან ვარსკვლავის შიგნეულობა... მოსაწყენია — აქ ვერ შეხვდებით ვერც ერთ [[მოლეკულა]]ს — [[როალდ ჰოფმანი]]<ref>{{Cite web |url=http://www.americanscientist.org/issues/pub/stellar-molecules |title=დაარქივებული ასლი |accessdate=2014-09-19 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160813095727/http://www.americanscientist.org/issues/pub/stellar-molecules |archivedate=2016-08-13 }}</ref>}}

მზე ძირითადად [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]საგან შედგება: ისინი [[მზის მასა|მზის მასის]] 74,9 %-სა და 23,8 %-ს, შესაბამისად, მოიცავს [[ფოტოსფერო]]ში.<ref name=lodders>
{{cite doi | 10.1086/375492 }}<br>{{Cite journal
 |last=Lodders |first=K.
 |title=Abundances and Condensation Temperatures of the Elements
 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf
 |format=PDF|journal=[[Meteoritics & Planetary Science]]
 |volume=38 |issue=suppl. |page=5272
 |year=2003
 |bibcode=2003M&PSA..38.5272L
 |ref=harv
}}</ref> ამათზე მძიმე ყველა ელემენტი, რომელთაც [[ასტრონომია]]ში მეტალები ეწოდება, მასის 2 %-ზე ნაკლებს მოიცავს. ყველაზე უხვი მეტალებია: [[ჟანგბადი]] (მზის მასის დაახლოებით 1 %), [[ნახშირბადი]] (0,3 %), [[ნეონი]] (0,2 %) და [[რკინა]] (0,2 %).<ref name=hkt2004>
{{Cite book
 |last=Hansen |first=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V.
 |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution
 |url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446 |pages=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/19 19]–20
 |edition=2nd
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |year=2004
 |isbn=0-387-20089-4
}}</ref>

მზეს თავისი ქიმიური შედგენილობა იმ ვარსკვლავურმა სივრცემ უანდერძა, სადაც იგი წარმოიქმნა. მზეში [[ჰელიუმი]] და [[წყალბადი]] [[დიდი აფეთქების ნუკლეოსინთეზი]]თ წარმოიქმნა, ხოლო მეტალები [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზით]] იმ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავთა]] თაობაში წარმოიქმნა, რომლებმაც თავიანთი ვარსკვლავური ევოლუცია დაამთავრა და თავიანთი მატერია ვარსკვლავთშორის სივრცეში დააბრუნეს. ეს კი მზის წარმოქმნამდე მოხდა.<ref name=hkt2004_78>{{Cite book
 |last=Hansen |first=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V.
 |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution
 |url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446 |pages=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/77 77]–78
 |edition=2nd
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |year=2004
 |isbn=0-387-20089-4
}}</ref> მიჩნეულია, რომ [[ფოტოსფერო]]ს ქიმიური შედგენილობა [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] თავდაპირველი შედგენილობის წარმომადგენელია.<ref name="aller1968">
{{Cite journal
 |last=Aller |first=L.H.
 |title=The chemical composition of the Sun and the solar system
 |journal=[[Proceedings of the Astronomical Society of Australia]]
 |volume=1 |page=133
 |year=1968
 |bibcode=1968PASAu...1..133A
 |ref=harv
}}</ref> თუმცა, მას შემდეგ, რაც მზე წარმოიქმნა, გარკვეული რაოდენობის ჰელიუმი და მძიმე ელემენტები [[გრავიტაცია|გრავიტაციულად]] გავრცელდა ფოტოსფეროდან. აქედან გამომდინარე, ფოტოსფეროს დღევანდელი ჰელიუმის ნაწილი შემცირებულია და მეტალურობა სულ რაღაც 84 %-ია იმისა, რაც იყო [[ვარსკვლავი#პროტოვარსკვლავის წარმოქმნა|პროტოვარსკვლავურ ფაზაში]] (სანამ ბირთვში ნუკლეოსინთეზი დაიწყებოდა). მეცნიერება აღადგინეს პროტოვარსკვლავი მზის შედგენილობა, რომელიც ასეთი იყო: 71,1 % [[წყალბადი]], 27,4 % [[ჰელიუმი]] და 1,5 % მეტალები.<ref name=lodders/>

[[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|ბირთვულმა სინთეზმა]] მზის შიდა ნაწილებს შედგენილობა შეუცვალა წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევის პროცესით, ამიტომ მზის ყველაზე ღრმა ნაწილში ამჟამად 60 % ჰელიუმია, ხოლო მეტალების რაოდენობა შეუცვლელია. იმის გამო, რომ მზის ინტერიერი მასხივებელია და არა კონვექციური (იხილეთ მასხივებელი ზონა ზემოთ), სინთეზის შედეგად წარმოქმნილი არც ერთი პროდუქტი არ ამოსულა ბირთვიდან ფოტოსფეროში.<ref name=hkt2004_9.2.3>{{Cite book
 |last=Hansen |first=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V.
 |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution
 |pages=§ 9.2.3 |nopp=yes
 |edition=2nd
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |year=2004
 |isbn=0-387-20089-4
}}</ref>

„წყალბადის დამწველი“ რეაქტიული ბირთვის ზონა, სადაც წყალბადი ჰელიუმად გარდაიქმნება, იწყებს „ჰელიუმის ფერფლის“ შემოხვევას. ეს პროცესი გაგრძელდება და საბოლოოდ გამოიწვევს მზის მთავარი მიმდევრობიდან გადასვლას, რის შედეგად [[წითელი გიგანტი]] გახდება.<ref>Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 [[მზის მასა|M]] Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (Astrophysical Journal, vol. 142, p.1447)</ref>

მზის მძიმე ელემენტების სიმრავლე, რომელიც ზემოთ აღვწერეთ, ჩვეულებისამებრ აღიწერება მზის ფოტოსფეროს სპექტროსკოპიითა და ამ ელემენტების სიმრავლის გაზომვით იმ მეტეორიტებში, რომლებიც დნობის ტემპერატურამდე არასდროს გაცხელებულა. მიჩნეულია, რომ ეს [[მეტეორი|მეტეორიტები]] პროტოვარსკვლავი მზის შედგენილობას ინახავს. ეს მეთოდები საყოველთაოდ მიღებულია და უთანხმოებას არ იწვევს.<ref name=basu2008 />

===ცალკეული იონიზირებული რკინის ჯგუფები===
1970-იანებში მრავალი კვლევა მიმართული იყო მზეში არსებული რკინის ჯგუფების ელემენტების სიმრავლისკენ.<ref name="biemont1978">
{{Cite journal
 |last=Biemont |first=E.
 |year=1978
 |title=Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=184 |pages=683–694
 |bibcode=1978MNRAS.184..683B
 |ref=harv
 |doi=10.1093/mnras/184.4.683
}}</ref><ref>Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.</ref> მიუხედავად იმისა, რომ მნიშვნელოვანი კვლევა ჩატარდა, რკინის ჯგუფის ელემენტების (მაგალითად, კობალტი და მანგანუმი) განსაზღვრა კვლავ რთული იყო 1978 წლამდე.<ref name="biemont1978"/>

ცალკეული იონიზირებული რკინის ჯგუფების ოსცილატორების სიმტკიცეების პირველი დიდი მასშტაბის ნაკრები ხელმისაწვდომი 1960-იან წლებში გახდა<ref>Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)</ref> და გაუმჯობესებული ოსცილატორების სიმტკიცეები 1976 წელს იქნა გამოთვლილი.<ref>Smith (1976 cited in Biemont 1978)</ref> 1978 წელს რკინის ჯგუფის „ცალკეული იონიზირებული“ ელემენტთა სიუხვე იქნა გამოთვლილი.<ref name="biemont1978"/>

===მზიური და პლანეტური მასის დაფრაქციების კავშირი===
სხვადასხვა მეცნიერებმა მიიჩნიეს, რომ მასის დაფრაქციების კავშირი არსებობს მზიური და პლანეტური ინერტული გაზების იზოტოპურ შედგენილობებს შორის, მაგალითად თანაფარდობები პლანეტური და მზიური ნეონისა და ქსენონის იზოტოპური შედგენილობების შორის. ამის მიუხედავად, ის აზრი, რომ მთლიან მზეს აქვს იგივე შედგენილობა, რაც მის ატმოსფეროს, კვლავ ფართოდ გავრცელებული იყო 1983 წლამდე.

==მზის ციკლები==
===მზის ლაქა და მისი ციკლი===
[[ფაილი:მზის ციკლის ცვალებადობა.jpg|thumb|right|მზიური ციკლის ცვალებადობის მონაცემები, რომელიც უკანასკნელი 30 წლის მანძილზე შეგროვდა.]]
[[ფაილი:თვიური საშუალო მზის ლაქის რიცხვი.jpg|thumb|right|დაფიქსირებული მზის ლაქების რიცხვის ისტორია, რომელიც უკანასკნელ 250 წელიწადში დაგროვდა, გვიჩვენებს ~11 წლიან მზიურ ციკლს.]]
როდესაც მზეს სათანადო ფილტრაციით ვაკვირდებით, ყველაზე უეცარი ხილული ნიშანი მისი ლაქებია, რომლებიც კარგად გამოკვეთილი ზედაპირის ნაწილია და ბევრად მუქია, ვიდრე მათ გარშემო მყოფი გარემო, რადგან მათი [[ტემპერატურა]] დაბალია. მზის ლაქები ინტენსიური მაგნიტური აქტივობების ის რეგიონია, სადაც [[კონვექცია]] შეჩერებულია ძლიერი [[მაგნიტური ველი|მაგნიტური ველების]] მიერ, რომელიც ამცირებს [[ენერგია|ენერგიის]] გადატანას ცხელი შიდა ნაწილებიდან ზედაპირამდე. მაგნიტური ველი გვირგვინს ძალიან აცხელებს, რის შედეგადაც წარმოიქმნება აქტიური რეგიონები, რომლებიც ინტენსიური მზიური ამოფრქვევებისა და [[გვირგვინული მასის გამოტყორცნა|გვირგვინული მასის გამოტყორცნის]] წყაროა. უდიდესი მზის ლაქები შესაძლებელია ათი ათასობით კილომეტრზე იყოს გადაჭიმული.<ref name="Sunspot2001">{{cite web
 |date=30 March 2001
 |title=The Largest Sunspot in Ten Years
 |url=http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm
 |publisher=[[Goddard Space Flight Center]]
 |accessdate=10 July 2009
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070823050403/http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm
 |archivedate=23 აგვისტო 2007
 }}</ref>

ხილული მზის ლაქების რიცხვი მზეზე მუდმივი არ არის, არამედ იცვლება 11 წლიანი ციკლის მანძილზე, რომელსაც მზიური ციკლი ეწოდება. ტიპურ მზიურ მინიმუმში მცირე რაოდენობის მზის ლაქაა ხილული და დროგამოშვებით არც ერთი არ ჩანს. ისინი, რომლებიც ჩანს, მაღალ მზიურ განედებზე მდებარეობს. როდესაც მზის ლაქების ციკლი იზრდება, მათი რაოდენობაც იზრდება და ისინი მზის ეკვატორთან ახლოს გადაინაცვლებენ. ამ ფენომენს კი ''[[სპიორერის კანონი]]'' აღწერს. ჩვეულებრივ, მზის ლაქები წყვილებად, საპირისპირო მაგნიტური პოლარულობით არსებობს. მთავარი მზის ლაქის მაგნიტური პოლარულობა იცვლება ყოველ მზიურ ციკლზე, ამიტომ ის ერთ მზიურ ციკლზე ჩრდილოეთ მაგნიტური პოლუსი იქნება, ხოლო შემდეგზე - სამხრეთ მაგნიტური პოლუსი.<ref name="solarcycle">
{{cite web
 |date=4 January 2008
 |title=NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle
 |publisher=[[PhysOrg]]
 |url=http://www.physorg.com/news119271347.html
 |accessdate=10 July 2009
}}</ref>

მზიურ ციკლს უდიდესი გავლენა აქვს [[კოსმოსური ამინდი|კოსმოსურ ამინდსა]] და [[დედამიწა|დედამიწის]] კლიმატზე, რადგან მზის სიკაშკაშე პირდაპირ კავშირშია ჩვენი პლანეტის მაგნიტურ აქტივობებთან.<ref>
{{cite journal
 |last=Willson |first=R. C.
 |last2=Hudson |first2=H. S.
 |year=1991
 |title=The Sun's luminosity over a complete solar cycle
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=351
 |issue=6321 |pages=42–4
 |doi=10.1038/351042a0
|bibcode = 1991Natur.351...42W }}</ref> მზის აქტიურობის მინიმუმი მიისწრაფვის დაბალი ტემპერატურებისაკენ, ხოლო საშუალო მზიურ ციკლზე გრძელი ციკლები კი — ცხელი ტემპერატურებისკენ. [[XVII საუკუნე]]ში აღმოჩნდა, რომ მზიური ციკლი მთლიანად შეჩერებული იყო რამდენიმე ათწლეული: ამ პერიოდში ძალიან მცირე რაოდენობის მზის ლაქა იქნა დაფიქსირებული. ამ პერიოდში, რომელსაც ''მაუნდერის მინიმუმი'' ან ''მცირე დიდი გამყინვარება'' ეწოდება, [[ევროპა]]ში უჩვეულოდ ცივი ტემპერატურები იყო.<ref name="Lean">
{{Cite journal
 |last=Lean |first=J.
 |last2=Skumanich |first2=A.
 |last3=White |first3=O.
 |year=1992
 |title=Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum
 |journal=[[Geophysical Research Letters]]
 |volume=19 |issue=15 |pages=1591–1594
 |doi=10.1029/92GL01578
 |ref=harv |bibcode=1992GeoRL..19.1591L
}}</ref><ref>
{{Cite book
 |last=Mackay |first=R. M.
 |last2=Khalil |first2=M. A. K
 |chapter=Greenhouse gases and global warming
 |url= http://books.google.com/?id=tQBS3bAX8fUC&pg=PA1&dq=solar+minimum+dendochronology
 |editor=Singh, S. N.
 |year=2000
 |title=Trace Gas Emissions and Plants
 |pages=1–28
 |publisher=[[Springer (publisher)|Springer]]
 |isbn=978-0-7923-6545-7
}}</ref>

===შესაძლო გრძელვადიანი ციკლი===
ბოლო დროს შემუშავებული თეორიის მიხედვით, მზის ბირთვში არსებობს მაგნიტური არასტაბილურობები, რომლებიც იწვევს ფლუქტუაციებს 41 000 ან 100 000 წლიანი პერიოდებით. ამან შესაძლოა დიდი გამყინვარებების უკეთესი ახსნა მოგვცეს, ვიდრე [[მილანკოვიჩის ციკლები|მილანკოვიჩის ციკლებმა]].<ref>
{{Cite journal
 |last=Ehrlich |first=R.
 |title=Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change
 |journal=[[Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics]]
 |volume=69 |issue=7 |page=759
 |year=2007
 |doi=10.1016/j.jastp.2007.01.005
 |arxiv=astro-ph/0701117
 |ref=harv
|bibcode = 2007JASTP..69..759E }}</ref><ref>{{Cite journal
 |last=Clark
 |first=S.
 |title=Sun's fickle heart may leave us cold
 |url=http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html
 |journal=[[New Scientist]]
 |issue=2588
 |page=12
 |year=2007
 |doi=10.1016/S0262-4079(07)60196-1
 |volume=193
 |ref=harv
 |accessdate=2014-09-23
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080906201132/http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html
 |archivedate=2008-09-06
 }}</ref>

==სიცოცხლის ფაზები==
დღესდღეობით მზემ თავისი სიცოცხლის სტაბილური ნაწილის თითქმის ნახევარი უკვე განვლო. ის საგრძნობლად არ შეცვლილა უკვე 4 მილიარდი წელიწადია და კიდევ 4 მილიარდი წელიწადი სტაბილური დარჩება. თუმცა, როდესაც მის ბირთვში [[წყალბადი]]ს სინთეზი შეწყდება, მზე მკაცრ ცვლილებებს განიცდის —  გარეგნულადაც და შინაგანადაც.

===წარმოქმნა===
მზე 4,57 მილიარდი წლის წინ გიგანტური [[მოლეკულური ღრუბელი|მოლეკულური ღრუბლის]] ნაწილის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] კოლაფსის შედეგად წარმოიქმნა, რომელიც უმეტესად [[წყალბადი]]თა და [[ჰელიუმი]]თ იყო გაჯერებული და რომელმაც სხვა მრავალი [[ვარსკვლავი]]ც დაბადა.<ref name=Zirker2002-7>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk|year=2002|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=978-0-691-05781-1|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7 7]–8}}</ref> ეს ასაკი გამოთვლილია ვარსკვლავური ევოლუციის [[კომპიუტერული სიმულაცია|კომპიუტერული მოდელებითა]] და [[ნუკლეოკოსმოქრონოლოგია|ნუკლეოკოსმოქრონოლოგიით]].<ref name="Bonanno-1">{{Cite journal
 |last=Bonanno |first=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L.
 |title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS
 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=390
 |issue=3 |pages=1115–1118
 |year= 2008
 |doi=10.1051/0004-6361:20020749
 |arxiv=astro-ph/0204331
 |ref=harv |bibcode=2002A&A...390.1115B
}}</ref> შედეგი შეთავსებულია [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] უძველესი მატერიის [[რადიომეტრული დათარიღება|რადიომეტრულ დათარიღებასთან]], რომელიც 4,567 მილიარდი წლისაა.<ref>
{{Cite journal
 |last=Amelin |first=Y. |last2=Krot |first2=A. |last3=Hutcheon |first3=I.
 |last4=Ulyanov |first4=A.
 |title=Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions
 |journal=[[Science (journal)|Science]]
 |volume=297 |issue=5587 |pages=1678–1683
 |year=2002
 |doi=10.1126/science.1073950
 |pmid=12215641
 |ref=harv
|bibcode = 2002Sci...297.1678A }}</ref><ref name="nature436">
{{Cite journal
 |last=Baker |first=J. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Wittig |first3=N.
 |last4=Connelly |first4=J. |last5=Haack |first5=H.
 |title=Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=436
 |issue=7054|pages=1127–1131
 |year=2005
 |pmid=16121173
 |doi=10.1038/nature03882
 |ref=harv
|bibcode = 2005Natur.436.1127B }}</ref> უძველესი [[მეტეორი|მეტეორიტების]] კვლევამ გამოავლინა მცირე სიცოცხლიანი [[იზოტოპი|იზოტოპების]] სტაბილური ბირთვები, როგორიცაა [[რკინა-60]], რომელიც მხოლოდ აფეთქებადი, მოკლე ხნიანი სიცოცხლის [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებში]] წარმოიქმნება. ეს მიუთითებს იმაზე, რომ ერთი ან მეტი [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახალი]] უნდა მომხდარიყო მზის წარმოქმნის ადგილის მახლობლად. ახლო ზეახლიდან წამოსულმა [[დარტყმითი ტალღა|დარტყმითმა ტალღამ]] დაიწყო მზის ფორმირების პროცესი მოლეკულურ ღრუბელში გაზების შეკუმშვით და გარკვეული რეგიონების გრავიტაციული კოლაფსი გამოიწვია.<ref>{{cite doi|10.1080/00107511003764725 }}</ref> როცა ღრუბლის ერთმა ნაწილმა დაიწყო კოლაფსი, მან ბრუნვაც დაიწყო კუთხური მომენტის კონსერვაციის გამო და გაცხელდა ზრდადი [[წნევა|წნევით]]. მასის უმეტესობა ცენტრში კონცენტრირდა, ხოლო დანარჩენი დისკოს ფორმით გარს შემოეხვია, რომლისგანაც წარმოიქმნა [[პლანეტა|პლანეტები]] და [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] სხვა სხეულები. ღრუბლის ბირთვში [[გრავიტაცია]]მ და [[წნევა]]მ წარმოქმნა უზარმაზარი სითბო, როდესაც ის უფრო და უფრო მეტ გაზს მიიზიდავდა გარშემორტყმული დისკოდან. საბოლოოდ კი დაიწყო [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზი]]. ასე რომ, მზე დაიბადა.

===მთავარი მიმდევრობა===
[[სურათი:მზის ევოლუცია.jpg|right|thumb|upright=1.5|მზის სიკაშკაშის, [[რადიუსი]]სა და [[ტემპერატურა|ტემპერატურის]] ევოლუცია ამჟამინდელ მზესთან შედარებით.
<ref name=ribas2010>{{Cite journal | last=Ribas | first=Ignasi | contribution=The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres | title=Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium | volume=264 | pages=3–18 |date=February 2010 | doi=10.1017/S1743921309992298 | bibcode=2010IAUS..264....3R | journal=Proceedings of the International Astronomical Union | postscript=<!-- Bot inserted parameter. Either remove it; or change its value to "." for the cite to end in a ".", as necessary. -->{{inconsistent citations}} |arxiv = 0911.4872 }}</ref>]]

მზემ [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ფაზის]] დაახლოებით ნახევარი გაიარა, რომლის დროსაც [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზი]] მის ბირთვში წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის. ყოველ წამში მზის ბირთვში 4 მილიონ ტონაზე მეტი მატერია გარდაიქმნება ენერგიად და შედეგად [[ნეიტრინო]]ები და მზიური რადიაცია წარმოიქმნება. ამ ტემპით, მზემ უკვე 100 [[დედამიწის მასა|დედამიწის მასის]] მატერია გარდაქმნა [[ენერგია]]დ. მზე დაახლოებით 10 მილიარდი წელი იქნება მთავარი მიმდევრობის [[ვარსკვლავი]].<ref>
{{Cite book
 |last=Goldsmith |first=D. |last2=Owen |first2=T.
 |title=The search for life in the universe
 |url=http://books.google.com/?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96
 |page=96
 |publisher=[[University Science Books]]
 |year=2001
 |isbn=978-1-891389-16-0
}}</ref>

===ბირთვში არსებული წყალბადის გამოლევის შემდეგ===
[[სურათი:მზე ახლა-მომავალში.jpg|thumb|upright=1.5|left|ამჟამინდელი მზის ([[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი]]) ზომის შედარება მის ზომასთან, როდესაც ის [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტად]] გადაიქცევა მომავალში.]]
მზეს საკმარისი [[მასა]] არ აქვს, რომ [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლად]] გადაიქცეს. ამის ნაცვლად ის დატოვებს [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარ მიმდევრობას]] დაახლოებით 5,4 მილიარდ წელიწადში და დაიწყებს [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტად]] გადაქცევას. გამოთვლების თანახმად, მზე იმ ზომამდე გაიზრდება, რომ ის შთანთქავს [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] შიდა [[პლანეტა|პლანეტების]], [[დედამიწა|დედამიწის]] ჩათვლით, ორბიტებს.<ref name=sackmann>{{cite doi|10.1086/306546}}</ref><ref name = schroder>{{cite doi|10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x}}</ref>

სანამ მზე [[წითელი გიგანტი]] გახდება, მისი სიკაშკაშე თითქმის ორმაგი იქნება, ხოლო [[დედამიწა]] ახლანდელ [[ვენერა]]ზე ცხელი იქნება. როგორც კი ბირთვში არსებული წყალბადი გამოილევა 5,4 მილიარდ წელიწადში, მზე სუბგიგანტურ ფაზაში გაფართოვდება და ნელ-ნელა გაიორმაგებს ზომას ნახევარ მილიარდ წელიწადში. ის შემდეგ ნახევარ მილიარდ წელიწადში უფრო სწრაფად გაფართოვდება იმ ზომამდე, სანამ არ გახდება ამჟამინდელზე 200-ჯერ დიდი და რამდენიმე ათასჯერ კაშკაშა. შემდეგ აქედან იწყება წითელი გიგანტის განშტოების (წგგ) ფაზა, სადაც მზე ნახევარი მილიარდი წელი დაჰყოფს და მისი მასის მესამედს დაკარგავს.<ref name=schroder/>

[[სურათი:მზის მსგავსი ვარსკვლავის ევოლუცია.jpg|upright=1.5|right|thumb|მზის მსგავსი ვარსკვლავის ევოლუცია. ერთი მზის მასის ვარსკვლავი კვალი ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ნაჩვენებია მთავარი მიმდევრობიდან აგგ-ს შემდგომ ფაზამდე.]]

წგგ-ს შემდეგ მზეს დაახლოებით 120 მილიონი წლის აქტიური სიცოცხლე აქვს დარჩენილი, მაგრამ მოვლენებით სავსე. უპირველეს ყოვლისა, ბირთვი მძლავრად აინთება ჰელიუმის ნათებით და მზე შეიკუმშება ამჟამინდელზე 10-ჯერ მეტად და 50-ჯერ კაშკაშა გახდება, ხოლო ტემპერატურა დღევანდელზე ოდნავ დაბალი ექნება. მას ახლა მიღწეული აქვს ჰორიზონტალურ განშტოებას (ჰგ), მაგრამ [[მზის მასა|მზის მასის]] [[ვარსკვლავი]] არ ევოლუციონირებს სპექტრის ლურჯი დასასრულისკენ ჰგ-ზე. ამის ნაცვლად ის ხდება ოდნავ დიდი და კაშკაშა დაახლოებით 100 მილიონი წელი, როცა ის აგრძელებს ჰელიუმის წვას ბირთვში.<ref name=schroder/>

როდესაც [[ჰელიუმი]] გამოილევა, მზე გაიმეორებს იმ გაფართოებას, რომელიც [[წყალბადი]]ს ბირთვის გამოლევისას მოხდა, ოღონდ ახლა ეს ყველაფერი ძალიან სწრაფად ხდება და მზე უფრო და უფრო კაშკაშა და დიდი ზომისა ხდება. ეს არის ასიმპტოპური გიგანტური განშტოების (აგგ) ფაზა. ამ დროს მზე მონაცვლეობით წვავს წყალბადს გარსში ან ჰელიუმს უფრო ღრმა გარსში. ადრეულ აგგ-ზე ყოფნის დაახლოებით 20 მილიონი წლის შემდეგ მზე ძალიან არასტაბილური ხდება, სწრაფად კარგავს მასას და აქვს თერმული პულსები, რომლებიც ზრდის ზომას და სიკაშკაშეს. თერმული პულსები ყოველ ჯერზე უფრო და უფრო დიდი ხდება — გვიანდელი პულსები სიკაშკაშეს ამჟამინდელზე 5000-ჯერ მეტად ზრდის, ხოლო რადიუსს 1 ასტრონომიულ ერთეულამდე ადიდებს.<ref name=agb>{{cite doi|10.1086/173033}}</ref> მოდელები იცვლება მასის დაკარგვის ტემპისა და დროის მიხედვით. იმ მოდელების მიხედვით, რომელთაც მასის დიდი დანაკარგი აქვს წგგ-ზე, წარმოიქმნება პატარა, ნაკლებად კაშკაშა ვარსკვლავები აგგ-ს წვერზე, დაახლოებით 2000-ჯერ კაშკაშა და 200-ჯერ დიდი რადიუსით.<ref name=schroder/> მზისთვის 4 თერმული პულსია ნაწინასწარმეტყველევი, სანამ ის მთლიანად დაკარგავს გარე შრეს და დაიწყებს [[პლანეტური ნისლეული]]ს წარმოქმნას. ამ ფაზის დასრულებისას, რომელიც 500 000 წელიწადი გრძელდება, მზეს ამჟამინდელი მასის მხოლოდ ნახევარი ექნება.

აგგ-ს შემდგომი ევოლუცია უფრო სწრაფია. სიკაშკაშე მუდმივი რჩება, ხოლო ტემპერატურა იზრდება. გამოტყორცნილი მზის მასის ნახევარი პლანეტურ ნისლეულში იონიზირებული ხდება, როცა მიტოვებული ბირთვის ტემპერატურა 30 000 კელვინს აღწევს. საბოლოოდ მიტოვებული ბირთვის ტემპერატურა 100 000 °K იქნება, რის შემდეგაც ნარჩენი გაგრილდება და დარჩება [[თეთრი ჯუჯა]]. [[პლანეტური ნისლეული]] დაახლოებით 10 000 წელიწადში დაიშლება, მაგრამ თეთრი ჯუჯა ტრილიონობით წელიწადი იცოცხლებს, სანამ არ გახდება [[შავი ჯუჯა|შავი]].<ref name=bloecker1>{{bibcode|1995A&A...297..727B}}</ref><ref name=bloecker2>{{bibcode|1995A&A...299..755B}}</ref>

===დედამიწის ბედი===
[[სურათი:Sun Red Giant.jpg|thumb|upright|right|მზის [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტად]] გადაქცევის შემდეგ მდგომარეობა [[დედამიწა]]ზე. ამ ფაზაში სიცოცხლის ყველა ფორმა გადაშენებულია (მხატვრის წარმოსახვა).]]
დიდი ხნის შემდეგ [[დედამიწა]]ზე არსებული [[წყალი]] და მისი [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფეროს]] უმეტესობა საბოლოოდ კოსმოსში გაიფანტება. მზის [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარ მიმდევრობაში]] სიცოცხლისას ის ბევრად კაშკაშა ხდება (10 %-ით ყოველ 1 მილიარდ წელიწადში). მზის ზედაპირის [[ტემპერატურა]] თითქმის ყოველთვის მუდმივია. სიკაშკაშის ზრდა ძირითადად გამოწვეულია [[რადიუსი]]ს ნელი ზრდით. მზის სიკაშკაშის ზრდა ისეთია, რომ მომავალ დაახლოებით 1 მილიარდ წელიწადში დედამიწის წყალი აორთქლდება და კოსმოსში გაიფანტება, შედეგად კი დარჩება [[პლანეტა]], რომელიც ყველანაირი (ჩვენთვის ცნობილი) სიცოცხლისთვის არახელსაყრელი იქნება.<ref name=Schroeder /><ref>
{{Cite news
 |first=D. |last=Carrington
 |title=Date set for desert Earth
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm
 |publisher=BBC News
 |accessdate=31 March 2007
| date=21 February 2000}}</ref> მეცნიერები მიიჩნევენ, რომ დედამიწა მზის [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტად]] გადაქცევას ვერ გადაიტანს. როცა მზე ყველაზე დიდი იქნება, მისი რადიუსი დედამიწის ამჟამინდელი ორბიტის გაღმა იქნება, ანუ 1 [[ასტრონომიული ერთეული]] (1,5×10<sup>11</sup> მ.) — ამჟამინდელზე 250-ჯერ დიდი.<ref name=Schroeder /> იმ დროისათვის, როდესაც მზე ასიმტოტურ გიგანტურ განშტოებას მიაღწევს, [[პლანეტა|პლანეტების]] ორბიტები წინ წაინაცვლებს მზის ამჟამინდელი მასის 30%-ის დაკარგვის გამო. ამ მასის უმეტესობა [[მზიური ქარი]]ს ინტენსივობის ზრდის გამო დაიკარგება. აგრეთვე მიქცევა-მოქცევის აჩქარება დედამიწას უფრო მაღალი ორბიტისკენ უბიძგებს (იგივე, რასაც დედამიწა უკეთებს [[მთვარე]]ს). მხოლოდ ეს რომ იყოს, სავარაუდოდ დედამიწა მზისგან იზოლირებული დარჩებოდა. თუმცა ამჟამინდელი კვლევები იმაზე მეტყველებს, რომ მზის წითელ გიგანტად გადაქცევის შემდეგ დედამიწა შთაინთქმება [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] შენელების გამო.<ref name=Schroeder>{{Cite journal
 |last=Schröder |first=K.-P. |last2=Smith |first2=R.C.
 |title=Distant future of the Sun and Earth revisited
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=386 |issue=1 |page=155
 |year=2008
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x
 |arxiv=0801.4031
 |ref=harv |bibcode=2008MNRAS.386..155S
}} იხილეთ აგრეთვე {{Cite news
 |last=Palmer
 |first=J.
 |title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 |url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
 |work=[[New Scientist]]
 |year=2008
 |accessdate=24 March 2008
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
 |archivedate=17 მარტი 2008
 }}</ref>

==მზის სინათლე==
[[სურათი:მზის ზომა პლანეტებიდან.jpg|thumb|left|upright=1.5|[[მერკური]]დან, [[ვენერა]]დან, [[დედამიწა|დედამიწიდან]], [[მარსი]]დან, [[იუპიტერი]]დან, [[სატურნი]]დან, [[ურანი]]დან, [[ნეპტუნი]]დან და [[პლუტონი]]დან მზის ხილული ზომების შედარება]]
მზის [[სინათლე]] დედამიწის ენერგიის ძირითადი წყაროა. წყარო ენერგიისაა, რომელსაც დედამიწას აქვს, არის სხვა [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] კატაკლიზმური სიკვდილის შედეგად წარმოქმნილი შერწყმადი მატერიები. ეს შერწყმადი მატერიები [[დედამიწის ქერქი|დედამიწის ქერქშია]] ჩაჭერილი, რომელიც გეოთერმული ენერგიის წყაროა. ეს უკანასკნელი განაგებს [[ვულკანიზმი|ვულკანიზმს]] დედამიწაზე და ასევე კაცობრიობას საშუალებას აძლევს, [[ბირთვული რეაქტორი|ბირთვული რეაქტორები]] საწვავით მოამარაგოს. [[მზიური მუდმივა]] არის [[სიმძლავრე|სიმძლავრის]] რაოდენობა, რომელიც მზეს გადმოაქვს იმ ფართობის გარკვეულ ერთეულზე, რომელიც მზის შუქისთვის ხელმისაწვდომია. მზიური მუდმივა დაახლოებით 1368 ვ/მ<sup>2</sup>-ს ([[ვატი]] კვადრატულ მეტრთან) უდრის 1 [[ასტრონომიული ერთეული]]ს მანძილზე მზიდან (ეს არის [[დედამიწა]]ზე ან მასთან ახლოს).<ref name=TSI>{{cite web|title=Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present |url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant|accessdate = 5 October 2005}}</ref> [[ატმოსფერო (დედამიწა)|დედამიწის ატმოსფეროს]] ზედა ნაწილში მზის შუქი შედგება 50 %-ით ინფრაწითელი სინათლით, 40 % — ხილულით, ხოლო 10 % ულტრაიისფერს უკავია.<ref name="Solar radiation">{{Cite web |url=http://curry.eas.gatech.edu/Courses/6140/ency/Chapter3/Ency_Atmos/Radiation_Solar.pdf |title=Solar radiation |accessdate=2014-09-25 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20121101070344/http://curry.eas.gatech.edu/Courses/6140/ency/Chapter3/Ency_Atmos/Radiation_Solar.pdf |archivedate=2012-11-01 }}</ref>

მზის სინათლეს დედამიწის ატმოსფერო ასუსტებს, ამიტომ ზედაპირზე ნაკლები სიმძლავრის ენერგია მოდის — დაახლოებით 1000 ვ/მ<sup>2</sup> სუფთა პირობებში, როცა მზე ზენიტშია.<ref name=El-Sharkawi2005>{{Cite book|last=El-Sharkawi|first=Mohamed A.|title=Electric energy|url=https://archive.org/details/electricenergyin0000elsh|year=2005|publisher=CRC Press|isbn=978-0-8493-3078-0|pages=[https://archive.org/details/electricenergyin0000elsh/page/n87 87]–88}}</ref> კერძოდ, ატმოსფერო ფილტრავს მზის ულტრაიისფერი დასხივების 70 %-ს, განსაკუთრებით კი მოკლე ტალღის სიგრძის მქონე გამოსხივებას.<ref>{{cite web|url=http://rredc.nrel.gov/solar/spectra/am1.5/ |title=Reference Solar Spectral Irradiance:  Air Mass 1.5|accessdate=12 November 2009}}</ref>

მზის ენერგიის წყალობით სხვადასხვა ბუნებრივი და სინთეტიკური პროცესი არსებობს, მაგალითად [[ფოტოსინთეზი]], რომელიც [[მცენარე]]ებისთვისაა დამახასიათებელი. ამ დროს მცენარე მზის ენერგიას შთანთქავს და მას გარდაქმნის ქიმიურ ფორმად ([[ჟანგბადი]] და [[ნახშირბადი]]ს შემცირებული რაოდენობა). მზის სინათლის შედეგად პირდაპირი გათბობა ან მზის ელემენტების მიერ სითბოს ელექტრულ ენერგიად გარდაქმნა მრავალ მოწყობილობაში გამოიყენება ელექტროენერგიის ან სხვა სასარგებლო სამუშაოსთვის. ენერგია, რომელიც [[ნავთობი|ნავთობსა]] და სხვა ნარჩენ საწვავებშია კონცენტრირებული, თავდაპირველად მზის სინათლით ფოტოსინთეზის დახმარებით წარმოიქმნა (შორეულ წარსულში).<ref name=Phillips1995-319>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=978-0-521-39788-9|pages=319–321}}</ref>

==მზის სისტემა==
{{მთავარი|მზის სისტემა}}
[[ფაილი:მზის სისტემა.jpeg|მინი|მარჯვნივ|upright=2|მზის სისტემის კომპიუტერული მოდელი. ინფოპლაკატზე ყველა პლანეტის მასა, დაშორება და სხვა მახასიათებლებია აღბეჭდილი]]
[[სურათი:მზის სისტემის პლანეტები.jpg|right|upright=2|thumb|[[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] პლანეტები ''(ზომების მასშტაბები ემთხვევა, დაშორებებისა კი - არა)'']]
[[სურათი:Terrestrial planets size comparison.png|thumb|upright=2|შიდა პლანეტები. მარცხნიდან მარჯვნივ: [[მერკური]], [[ვენერა]], [[დედამიწა]] და [[მარსი]] ნამდვილ ფერებში. ''(ზომების მასშტაბები ემთხვევა, დაშორებებისა კი - არა)'']]
[[სურათი:Gas giants and the Sun (1 px = 1000 km).jpg|thumb|upright=2|ოთხი გაზური გიგანტი მზესთან შედარებით: [[იუპიტერი]], [[სატურნი]], [[ურანი]] და [[ნეპტუნი]] ''(ზომების მასშტაბები ემთხვევა, დაშორებებისა კი - არა)'']]
[[საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი|საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის]] თანახმად, მზის სისტემაში 8 [[პლანეტა]]ა. მზიდან ზრდადი მანძილით დალაგებულნი, ეს პლანეტებია:

# [[სურათი:Mercury symbol.svg|14px|{{unicode|☿}}]] '''[[მერკური]]'''
# [[სურათი:Venus symbol.svg|14px|{{unicode|♀}}]] '''[[ვენერა]]'''
# [[სურათი:Earth symbol.svg|14px|{{unicode|⊕}}]] '''[[დედამიწა]]'''
# [[სურათი:Mars symbol.svg|14px|{{unicode|♂}}]] '''[[მარსი]]'''
# [[სურათი:Jupiter symbol.svg|14px|{{unicode|♃}}]] '''[[იუპიტერი]]'''
# [[სურათი:Saturn symbol.svg|14px|{{unicode|♄}}]] '''[[სატურნი]]'''
# [[სურათი:Uranus symbol.svg|14px|{{unicode|♅}}]] '''[[ურანი]]'''
# [[სურათი:Neptune symbol.svg|14px|{{unicode|♆}}]] '''[[ნეპტუნი]]'''

მზის სისტემაში არსებული პლანეტები კატეგორიებად იყოფა, რომელიც მათ შედგენილობაზეა დამოკიდებული:
* '''[[კლდოვანი პლანეტა|კლდოვანი პლანეტები]]''' — დედამიწის მსგავსი პლანეტები, რომლებიც უმეტესად ქვისგან შედგება: მერკური, ვენერა, დედამიწა და მარსი. მერკური 0,055 დედამიწის მასით ყველაზე პატარა კლდოვანი პლანეტაა (და ყველაზე პატარა პლანეტა) მზის სისტემაში, ხოლო დედამიწა — უდიდესი კლდოვანი პლანეტა.
* '''[[გაზური გიგანტი|გაზური გიგანტები]] (იუპიტერისეულები)''' — პლანეტები, რომლებიც გაზური მატერიითაა შედგენილი და ბევრად მასიურია კლდოვან პლანეტებზე: იუპიტერი, სატურნი, ურანი და ნეპტუნი. იუპიტერი 318 დედამიწის მასით ყველაზე დიდი პლანეტაა მზის სისტემაში, ხოლო სატურნი 95 დედამიწის მასით იუპიტერის სიდიდის 1/3-ია.
** '''[[ყინულოვანი გიგანტი|ყინულოვანი გიგანტები]]''' — ურანსა და ნეპტუნს მოიცავს და გაზური გიგანტების ქვეკატეგორიაა. ისინი გაზური გიგანტებისგან განსხვავდება შესამჩნევად დაბალი მასითა (სულ რაღაც 14 და 17 დედამიწის მასით) და თავიანთ ატმოსფეროში [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს მცირე რაოდენობით. თუმცა, მათ შემადგენლობაში ყინული და ქვა მაღალი რაოდენობით შედის.

მზის სისტემაში პლანეტათა უმეტესობა მეორად სისტემებს ფლობს, რომელიც მათ გარშემო მოძრავი პლანეტური ობიექტებია — [[ბუნებრივი თანამგზავრები]] ან მთვარეები (ორი მათგანი პლანეტა [[მერკური]]ზე დიდია), ან გაზური გიგანტების შემთხვევაში — [[პლანეტური რგოლები]]. ეს უკანასკნელი პაწაწინა ნაწილაკების თხელი ჯგუფია, რომელიც შეთანხმებულად მოძრაობს პლანეტის გარშემო. უდიდეს მთვარეთა უმეტესობა სინქრონულ ბრუნვაშია. ეს კი იმას ნიშნავს, რომ მთვარე მუდამ ერთი მხარითაა მიბრუნებული თავის დედაპლანეტასთან ([[სპინ-ორბიტალური რეზონანსი]] 1:1... ამის გამო ვხედავთ ჩვენ მთვარის მხოლოდ „ახლო მხარეს“).

ასტეროიდული სარტყლის [[ორბიტა]] [[მარსი|მარსსა]] და [[იუპიტერი|იუპიტერს]] შორისაა, რომელიც მზიდან 2,3-დან 3,3 [[ასტრონომიული ერთეული]]თაა დაშორებული. მეცნიერთა ვარაუდით, ასტეროიდული სარტყელი იმ ნარჩენებისგან შედგება, რომლებმაც [[მზის სისტემა#წარმოქმნა და ევოლუცია|მზის სისტემის ფორმირებისას]] ერთმანეთთან შეზრდა ვერ მოახერხეს იუპიტერის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] გავლენის გამო.

მზის სისტემაში ასევე არის რეგიონები, სადაც შედარებით პატარა ობიექტები ბინადრობს. [[ასტეროიდთა სარტყელი|ასტეროიდული სარტყელი]], რომელიც [[მარსი|მარსსა]] და [[იუპიტერი|იუპიტერს]] შორის მდებარეობს, კლდოვანი პლანეტების მსგავსია, რადგან მათი შედგენილობაში ძირითადად [[ქვა]] და [[მეტალი]] შედის, თუმცა ისინი ზომით ძალიან პატარებია, პლანეტებად რომ ჩაითვალონ.<ref name=Stern2012>"Today we know of more than a dozen dwarf planets in the solar system".[http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012 The PI's Perspective] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20141113225430/http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012 |date=2014-11-13 }}</ref> [[ნეპტუნი]]ს [[ორბიტა|ორბიტის]] გაღმა [[იუპიტერი|კოიპერის სარტყელი]] — [[მზის სისტემა#მიმოფანტული დისკო|მიმოფანტული დისკო]] მდებარეობს. მასში ე. წ. [[ტრანს-ნეპტუნისეული ობიექტები]] ბინადრობს, რომლებიც [[წყალი|წყლის]], [[მეთანი]]სა და [[ამიაკი]]ს ყინულებით არიან გაჯერებულები. ამ არეალში 5 ცალკეული ობიექტი გამოიყოფა: [[ცერერა]], [[პლუტონი]] [[ჰაუმეა|ჰომეა]], [[მაკემაკე]] და [[ერისი]]. ისინი საკმარისად დიდები არიან იმისთვის, რომ თავიანთი [[გრავიტაცია|გრავიტაციით]] მრგვალი (მთლად მრგვალი არა, მომრგვალო) ფორმა მიიღონ.<ref name=Stern2012/> სწორედ ამიტომ მათ [[ჯუჯა პლანეტა|ჯუჯა პლანეტებად]] მოიხსენიებენ.

ჰიპოთეტური ურტის ნისლეული არის სფერული ღრუბელი, რომელიც ტრილიონამდე ყინულოვან ობიექტს შეიცავს. მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ ეს რეგიონი ყველა გრძელპერიოდიანი კომეტის წყაროა და [[მზის სისტემა]]ს 50 000 [[ასტრონომიული ერთეული]]ს (დაახლოებით 1 [[სინათლის წელიწადი]]) გარშემო აკრავს, შესაძლოა უფრო შორსაც — 100 000 ა. ე. (1,87 სინათლის წელიწადი). მიჩნეულია ისიც, რომ ეს რეგიონი გაჯერებულია იმ კომეტებით, რომლებიც შიდა მზის სისტემიდან გამოძევდნენ გარე პლანეტებთან [[გრავიტაცია|გრავიტაციული ურთიერთქმედებებით]]. ურტის ნისლეულის ობიექტები ძალიან ნელა მოძრაობს.
{{clear}}

===პლანეტური თვისებები===
{| class="wikitable sortable" style="margin: 1em auto 1em auto; text-align:center"
|-
!|ტიპი
!|სახელი
!|ეკვატ. <br> დიამეტრი
!|[[მასა]]
!|[[დიდი ნახევარღერძი|ორბიტალური რადიუსი]] ([[ასტრონომიული ერთეული|ა.ე.]])
!|[[ორბიტალური პერიოდი|ორბიტ. პერ.]] <br> (წელი)
!|[[დახრილობა|დახრილობა <br> მზის ეკვატორთან]] (°)
!|[[ექსცენტრისიტეტი|ორბიტალური <br>ექსცენტ.]]
!|[[ბრუნვის პერიოდი]] <br> (დღე)  
!|[[ბუნებრივი თანამგზავრები|მთვარეები]]
!|[[პლანეტური რგოლი|რგოლები]]
!|[[ატმოსფერო]]
|-
! rowspan="4" style="background:#def;"|[[კლდოვანი პლანეტა|კლდოვანი]]
| style="text-align:left"|[[მერკური]]
| 0.382
| 0.06
| 0.31–0.47
| 0.24
| 3.38
| 0.206
| 58.64
| 0
| არა
| მცირე
|-
| style="text-align:left"|[[ვენერა]]
| 0.949
| 0.82
| 0.72
| 0.62
| 3.86
| 0.007
| 243.02
| 0
| არა
| [[ნახშირორჟანგი|CO<sub>2</sub>]], [[აზოტი|N<sub>2</sub>]]
|-
| style="text-align:left"|[[დედამიწა]]<ref>დეტალური ინფორმაციისთვის იხილეთ სტატია [[დედამიწა]]ზე.</ref>
| 1.00
| 1.00
| 1.00
| 1.00
| 7.25
| 0.017
| 1.00
| [[მთვარე|1]]
| არა
| N<sub>2</sub>, [[ჟანგბადი|O<sub>2</sub>]], [[არგონი|Ar]]
|-
| style="text-align:left"|[[მარსი]]
| 0.532
| 0.11
| 1.52
| 1.88
| 5.65
| 0.093
| 1.03
| [[მარსის მთვარეები|2]]
| არა
| CO<sub>2</sub>, N<sub>2</sub>, Ar
|-
! rowspan="4" style="background:#def;"|[[გაზური გიგანტები|გიგანტები]]
| style="text-align:left"|[[იუპიტერი]]
| 11.209
| 317.8
| 5.20
| 11.86
| 6.09
| 0.048
| 0.41
| [[იუპიტერის მთვარეები|67]]<!--50 named, 67 verified, 67 known-->
| [[იუპიტერის რგოლები|კი]]
| [[წყალბადი|H<sub>2</sub>]], [[ჰელიუმი|He]]
|-
| style="text-align:left"|[[სატურნი]]
| 9.449
| 95.2
| 9.54
| 29.46
| 5.51
| 0.054
| 0.43
| [[სატურნის მთვარეები|62]]<!--53 named, 62 verified, ~200 known-->
| [[სატურნის რგოლები|კი]]
| H<sub>2</sub>, He
|-
| style="text-align:left"|[[ურანი]]
| 4.007
| 14.6
| 19.22
| 84.01
| 6.48
| 0.047
| 0.72
| [[ურანის მთვარეები|27]]<!--all known moons are named-->
| [[ურანის რგოლები|კი]]
| H<sub>2</sub>, He
|-
| style="text-align:left"|[[ნეპტუნი]]
| 3.883
| 17.2
| 30.06
| 164.8
| 6.43
| 0.009
| 0.67
| [[ნეპტუნის მთვარეები|14]]<!--all known moons are named, with the exception of S/2004 N 1-->
| [[ნეპტუნის რგოლები|კი]]
| H<sub>2</sub>, He
|}

==ადგილმდებარეობა და მოძრაობა==
[[სურათი:მზის სისტემა გალაქტიკაში.jpg|thumb|right|[[გალაქტიკა]] [[ირმის ნახტომი]]ს ილუსტრაცია, რომელზეც ნაჩვენებია [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] მდებარეობა.]]
[[სურათი:მზის სისტემის ბარიცენტრი.jpg|thumb|right|[[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] ბარიცენტრის მოძრაობა მზის მიმართ.]]
მზე [[ირმის ნახტომი]]ს [[გალაქტიკა|გალაქტიკის]] [[ორიონის მკლავი]]ს შიდა რგოლთან ახლოს მდებარეობს [[ადგილობრივი ჯგუფი|ადგილობრივ ჯგუფში]], რომელიც გალაქტიკის ცენტრიდან 7,5-8,5 კილო[[პარსეკი]]თაა (25 000-28 000 [[სინათლის წელიწადი]]) დაშორებული.<ref name="distance1">
{{Cite journal
 |last=Reid|first=M.J.
 |title=The distance to the center of the Galaxy
 |journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
 |year=1993
 |volume=31
 |issue=1 |pages=345–372
 |doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.002021
 |bibcode=1993ARA&A..31..345R
 |ref=harv
}}</ref><ref name="distance2">
{{Cite journal
 |last=Eisenhauer |first=F.
 |author2=et al.
 |title=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=597 |issue=2 |pages=L121–L124
 |year=2003
 |doi=10.1086/380188
 |bibcode=2003ApJ...597L.121E
 |ref=harv
|arxiv = astro-ph/0306220 }}</ref><ref name="distance3">{{Cite journal
 |last=Horrobin
 |first=M.
 |author2=et al.
 |title=First results from SPIFFI. I: The Galactic Center
 |url=http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
 |format=PDF
 |journal=[[Astronomische Nachrichten]]
 |volume=325
 |issue=2
 |pages=120–123
 |year=2004
 |doi=10.1002/asna.200310181
 |ref=harv
 |bibcode=2004AN....325...88H
 |accessdate=2014-09-26
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070621072120/http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
 |archivedate=2007-06-21
 }}</ref><ref name="eisenhaueretal2005">
{{Cite journal
 |last=Eisenhauer |first=F.
 |author2=et al.
 |title=SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume = 628 |issue=1 |pages=246–259
 |year=2005
 |doi=10.1086/430667
 |bibcode=2005ApJ...628..246E
 |ref=harv
|arxiv = astro-ph/0502129 }}</ref><ref>{{Cite journal|last1=Gehrels|first1=Neil|last2=Chen|first2=Wan|date= 25 February 1993 |title=The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble|url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1993-02-25_361_6414/page/706|journal=Nature|volume=361|issue=6414|pages=706–707|doi=10.1038/361704a0|last3=Mereghetti |first3=S. |ref=harv|bibcode = 1993Natur.361..704B }}</ref> მანძილი ადგილობრივ მკლავსა და შემდეგ მკლავს ([[პერსევსის მკლავი]]) შორის დაახლოებით 6500 სინათლის წელიწადია.<ref name="fn9">
{{cite press
 |last=English |first=J.
 |title=Exposing the Stuff Between the Stars
 |url = http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html
 |publisher=Hubble News Desk
 |year=2000
 |accessdate = 10 May 2007
}}</ref> მზე და, აქედან გამომდინარე, [[მზის სისტემა]] მდებარეობს ე.წ. [[გალაქტიკური სასიცოცხლო ზონა|გალაქტიკურ სასიცოცხლო ზონაში]].

მზის გზის წვერო, რომელსაც მზიური წვერო ეწოდება, არის მიმართულება, რომლითაც მზე მოძრაობს [[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში]] უახლოეს [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებთან]] მიმართებით. მზის გალაქტიკური მოძრაობის მთავარი მიმართულება [[ქნარის თანავარსკვლავედი|ქნარის]] [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედში]] არსებული [[ვარსკვლავი]] [[ვეგა]]ა.

მზის ორბიტა [[გალაქტიკა|გალაქტიკის]] გარშემო [[ელიფსი|ელიფსურია]] დამატებითი შეშფოთებებით, რომელიც გამოწვეულია გალაქტიკური სპირალური მკლავებით და მასის არაერთგვაროვანი გავრცელებით. გარდა ამისა, მზე ირხევა გალაქტიკის სიბრტყის მიმართ მაღლა და დაბლა 2,7-ჯერ თითო ორბიტაზე. ნავარაუდევია, რომ მაღალი სიმკვრივის სპირალურ მკლავებში მზის გავლამ გამოიწვია მასობრივი გადაშენება [[დედამიწა]]ზე.<ref name="extinction">
{{Cite journal
 |last=Gillman |first=M.
 |last2=Erenler |first2=H.
 |title=The galactic cycle of extinction
 |journal=[[International Journal of Astrobiology]]
 |volume=7 | issue = 1 | pages=17–26
 |year=2008
 |doi=10.1017/S1473550408004047
 |ref=harv |bibcode=2008IJAsB...7...17G
}}</ref> [[მზის სისტემა]]ს 225-250 მილიონი წელიწადი სჭირდება ერთი სრული ორბიტის დასასრულებლად ([[გალაქტიკური წელიწადი]]),<ref name="fn10">
{{cite web
 |last=Leong |first=S.
 |title=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)
 |url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml
 |work=The Physics Factbook
 |year=2002
 |accessdate=10 May 2007
}}</ref> ამიტომ მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ მზემ სიცოცხლის განმავლობაში 20-25-ჯერ დაასრულა გალაქტიკური წელიწადი. გალაქტიკის ცენტრის მიმართ [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] ორბიტალური [[სიჩქარე]] დაახლოებით 251 კმ/წმ-ია.<ref name="space.newscientist.com">{{Cite journal
 |last=Croswell
 |first=K.
 |year=2008
 |title=Milky Way keeps tight grip on its neighbor
 |url=http://space.newscientist.com/article/mg19926693.900-milky-way-keeps-tight-grip-on-its-neighbour.html
 |journal=[[New Scientist]]
 |volume=199
 |issue=2669
 |page=8
 |doi=10.1016/S0262-4079(08)62026-6
 |ref=harv
 |accessdate=2014-09-26
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080917045833/http://space.newscientist.com/article/mg19926693.900-milky-way-keeps-tight-grip-on-its-neighbour.html
 |archivedate=2008-09-17
 }}</ref> ამ სიჩქარით [[მზის სისტემა]]ს 1 [[სინათლის წელიწადი]]ს გასავლელად 1190 წელიწადი სჭირდება, ხოლო 1 [[ასტრონომიული ერთეული]]ს გასავლელად — 7 დღე.<ref>
{{Cite book
 |last=Garlick |first=M.A.
 |title=The Story of the Solar System
 |url=https://archive.org/details/garlickstorysola00garl |page=[https://archive.org/details/garlickstorysola00garl/page/n52 46]
 |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |year=2002
 |isbn=0-521-80336-5
}}</ref>

მზის მოძრაობა [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] მასის ცენტრთან ახლოს გართულებულია [[პლანეტა|პლანეტების]] მიერ გამოწვეული შეშფოთებებით. ბარიცენტრი ([[ინერცია|ინერციის]] ცენტრი) მზის მოცულობის გარეთაა, როცა [[იუპიტერი]] და [[სატურნი]] (ორი უდიდესი [[პლანეტა]]) ერთი და იგივე მიმართულებითაა (თუ მზიდან დავაკვირდებით). როცა მათი მიმართულება საპირისპიროა და სხვა [[პლანეტა|პლანეტები]] შესაფერისად ეწყობა, ბარიცენტრი მზესთან ძალიან ახლოსაა. ყოველ რამდენიმე ასეულ წელიწადში ეს მოძრაობა გადაერთვება პროგრადულ და რეტროგრადულს შორის.<ref>{{cite journal |author1=Javaraiah |doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09403.x |journal=Mon.Not.Roy.Astron.Soc. |volume=362 |title=Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity |issue=4 |pages=1311–1318 |year=2005 |arxiv=astro-ph/0507269 |bibcode=2005MNRAS.362.1311J}}</ref>

==თეორიული პრობლემები==
===გვირგვინის გაცხელების პრობლემა===
[[სურათი:Map of the full sun.jpg|thumb|[[STEREO]]-სა და [[SDO]]-ს მიერ შედგენილი მზის სრული რუკა.]]
როგორც ცნობილია, მზის ოპტიკური ზედაპირის ([[ფოტოსფერო]]) [[ტემპერატურა]] 6000 [[კელვინი]]ა. მის ზემოთ მზის გვირგვინი მდებარეობს, რომლის ტემპერატურა 1 000 000-2 000 000 კელვინს აღწევს.<ref name=Erdelyi2007/> გვირგვინის მაღალი ტემპერატურა მიუთითებს იმაზე, რომ ის ცხელდება სხვა რაღაცით და არა მხოლოდ პირდაპირი სითბოს გამტარობით ფოტოსფეროდან.<ref name=Russell2001/>

ნავარაუდევია, რომ გვირგვინის გასაცხელებლად საჭირო ენერგია ფოტოსფეროს ქვემოთ არსებულ კონვექციურ ზონაში ტურბულენტური მოძრაობებით წარმოიქმნება და გამოყოფილია ორი მთავარი მიზეზი, რომლებითაც გვირგვინის გაცხელება იხსნება:<ref name=Erdelyi2007/> პირველი არის ტალღური გაცხელება, რომლის დროსაც კონვექციურ ზონაში ტურბულენციის მიერ გრავიტაციული ან მაგნეტოჰიდროდინამიკური ტალღები წარმოიქმნება.<ref name=Erdelyi2007/> ეს ტალღები გადაადგილდება ზემოთკენ და გვირგვინში იშლება, შედეგად ინახავს ენერგიას გარშემორტყმულ გაზში სითბოს სახით;<ref name="Alfven">
{{Cite journal
 |last=Alfvén |first=H.
 |title=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=107 |issue=2 |page=211
 |year=1947
 |bibcode=1947MNRAS.107..211A
 |ref=harv
 |doi=10.1093/mnras/107.2.211
}}</ref> მეორე არის მაგნიტური გათბობა, რომლის დროსაც ფოტოსფერული მოძრაობა განუწყვეტლივ წარმოქმნის მაგნიტურ ენერგიას და გამოთავისუფლდება ხელახალი მაგნიტური კავშირით უზარმაზარი მზიური ანთებების ფორმით და ძალიან ბევრი მსგავსი, მაგრამ ბევრად პატარა მოვლენებით — ნანოანთებებით.<ref name="Parker2">
{{Cite journal
 |last=Parker |first=E.N.
 |title=Nanoflares and the solar X-ray corona
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=330 |issue=1 |page=474
 |year=1988
 |doi=10.1086/166485
 |bibcode=1988ApJ...330..474P
 |ref=harv
}}</ref>

ამჟამად გაურკვეველია, არის თუ არა ტალღები სითბოს ეფექტიანი მექანიზმი. აღმოჩნდა, რომ [[ალფვენის ტალღების]] გარდა, ყველა ტალღა იფანტება ან გარდატყდება, სანამ გვირგვინამდე მიაღწევს.<ref name="Sturrock">
{{Cite journal
 |last=Sturrock |first=P.A. |last2=Uchida |first2=Y.
 |title=Coronal heating by stochastic magnetic pumping
 |journal=[[Astrophysical Journal]]
 |volume=246 |issue=1 |page=331
 |year=1981
 |doi=10.1086/158926
 |bibcode=1981ApJ...246..331S
 |ref=harv
}}</ref> გარდა ამისა, ალფვენის ტალღები ადვილად არ იფანტება გვირგვინში. აქედან გამომდინარე, მიმდინარე კვლევის მიზანმა გადაინაცვლა ამოფრქვევით გათბობის მექანიზმზე.<ref name=Erdelyi2007>{{Cite journal|last=Erdèlyi|first=R.|author2=Ballai, I.|title=Heating of the solar and stellar coronae: a review|year=2007|journal=Astron. Nachr.|volume=328|issue=8|pages=726–733|doi=10.1002/asna.200710803|ref=harv|bibcode=2007AN....328..726E}}</ref>

===მკრთალი და ახალგაზრდა მზის პრობლემა===
მზის განვითარების თეორიული მოდელების თანახმად, 2,5-3,8 მილიარდი წლის წინ, [[არქეული ეონი]]ს პერიოდში, მზე დღევანდელი სიკაშკაშის მხოლოდ 75 % იყო. ასეთ სუსტ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავს]] შეუძლებელია თხევადი წყალი უზრუნველეყო დედამიწის ზედაპირზე და, აქედან გამომდინარე, სიცოცხლეს განვითარების შანსი არ უნდა ჰქონოდა. თუმცა, [[გეოლოგია]]ში მოპოვებული მტკიცებულებები მიუთითებს იმაზე, რომ დედამიწის ტემპერატურა თითქმის მუდმივი იყო მთელი არსებობის მანძილზე და, მეტიც, ახალგაზრდა დედამიწა რაღაცნაირად უფრო თბილი იყო, ვიდრე დღესაა. მეცნიერებს შორის კონსენსუსი ისაა, რომ ახალგაზრდა [[ატმოსფერო (დედამიწა)|დედამიწის ატმოსფერო]] შეიცავდა ბევრად მეტი რაოდენობის [[სათბურის აირები|სათბურის გაზებს]] (როგორებიცაა: [[ნახშირორჟანგი]], [[მეთანი]] და/ან [[ამიაკი]]), ვიდრე დღეს აქვს მას. ამ გაზებმა ჩაიჭირეს საკმარისი სითბო, რომ აენაზღაურებინათ მზის ენერგიის მცირე რაოდენობა, რომელიც [[პლანეტა]]ზე მოდიოდა იმ დროს.<ref name="Kasting">
{{Cite journal
 |last=Kasting |first=J.F.
 |last2=Ackerman |first2=T.P.
 |title=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere
 |journal=[[Science (journal)|Science]]
 |volume=234 |issue=4782 |pages=1383–1385
 |year=1986
 |doi=10.1126/science.11539665
 |pmid=11539665
 |ref=harv
}}</ref>

==დაკვირვებათა ისტორია==
===ადრეული აღქმა===
[[სურათი:Solvogn.jpg|thumb|right|[[ტრუნდჰოლმის მზის ეტლი]], რომელზეც [[ცხენი]]ა შებმული, არის ქანდაკება, რომელიც მიჩნეულია [[სკანდინავიური ბრინჯაოს ხანა|სკანდინავიური ბრინჯაოს ხანის]] მითოლოგიის უმნიშვნელოვანეს ნაწილად. ქანდაკება ძვ.წ. 1350 წლით თარიღდება. ის გამოფენილია [[დანიის ეროვნული მუზეუმი|დანიის ეროვნულ მუზეუმში]].]]
[[სურათი:Sun Discus Samegrelo.JPG|thumb|right|მზის დისკო სამეგრელოდან (ძვ. წ. VIII-VII საუკუნეები.).]]
სხვა ბუნებრივი ფენომენების მსგავსად, კაცობრიობის ისტორიის მანძილზე მზეც არაერთი კულტურის სათაყვანო ობიექტი ყოფილა. კაცობრიობის მზის ყველაზე ფუნდამენტური გაგება არის კაშკაშა დისკო ცაში, რომლის ჰორიზონტს ზემოთ ყოფნა დღეს ქმნის, ხოლო არყოფნა — ღამეს. მრავალ პრეისტორიულ და უძველეს კულტურაში მზე მზიურ ღვთაებად ან ზებუნებრივ ფენომენად იყო მიჩნეული. მზის თაყვანისცემა უმთავრესი იყო ისეთი ცივილიზაციებისთვის, როგორებიცაა უძველესი [[ძველი ეგვიპტე|ეგვიპტელები]], [[სამხრეთ ამერიკა|სამხრეთ ამერიკის]] [[ინკა|ინკები]] და [[აცტეკები]], რაც ახლა [[მეხიკო]]ა. ისეთ [[რელიგია|რელიგიებში]], როგორიცაა [[ინდუიზმი]], მზე კვლავ ღმერთადაა მიჩნეული. ხალხებმა მრავალი ანტიკური მონუმენტი ააშენეს გონებაში მზის ფენომენით; მაგალითად, ქვის მეგალითები ზუსტად აღნიშნავს ზაფხულის ან ზამთრის ნაბუნიობას (ყველაზე ცნობილთაგან ზოგიერთი მეგალითი [[ნაბტა-პლაია]]ში ([[ეგვიპტე]]); [[მნაიდრა]]ში ([[მალტა]]) და [[სტოუნჰენჯი|სტოუნჰენჯში]] ([[ინგლისი]]); [[ნიუგრეინჯი]], პრეისტორიული ადამიანის მიერ აშენებულ მთაზე [[ირლანდია]]ში, იმ განზრახვით იყო აშენებული, რომ ზამთრის ნაბუნიობა გამოევლინა. [[ელ კასტილო]]ს [[პირამიდა]] [[იჩენ-იცა]]ში ([[მეხიკო]]) იმისთვისაა განკუთვნილი, რომ ჩრდილებს პირამიდაზე მცოცავი გველების ფორმა მისცეს გაზაფხულისა და შემოდგომის ბუნიობის დროს.

ეგვიპტელები [[რა (ღვთაება)|რას]] (=მზეს) გამოსახავდნენ ასე: იგი მზიური ორჩხომელით გადაადგილდებოდა ცაზე, თან ახლდნენ შედარებით დაბალ საფეხურზე მდგომი ღმერთები, [[ბერძნები]]სთვის კი ის იყო [[ჰელიოსი]], რომელიც ცეცხლოვან ცხენებს ეტლით მიჰყავდათ. [[ჰელიოგაბალუსი]]ს მეფობიდან  გვიანდელ [[რომის იმპერია]]ში მზის დაბადების დღე იყო დღესასწაული, რომელიც აღინიშნებოდა, როგორც ''Sol Invictus'' (სიტყვასიტყვით "დაუპყრობელი მზე") და აღინიშნებოდა ზამთრის ნაბუნიობიდან მალევე, რომელიც შეიძლება შობის დღესასწაულის წინამავალი ყოფილიყო. როდესაც უძრავ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებს]] ვაკვირდებით, [[დედამიწა|დედამიწიდან]] მზე ისე ჩანს, თითქოს წელიწადში ერთხელ ეკლიპტიკის გასწვრივ ზოდიაქურად ბრუნავს, ასე რომ, ბერძენი ასტრონომები მას იმ შვიდი [[პლანეტა|პლანეტიდან]] ერთ-ერთად მიიჩნევდნენ, რომელთა სახელებიც კვირის დღეებს დაერქვა ზოგიერთ ენაში.<ref name=oed>{{cite web| url= http://dictionary.oed.com/cgi/entry/50180718?query_type=word&queryword=planet|publisher = Oxford English Dictionary| title = planet, n.| accessdate=7 February 2008|date=December 2007}} ''Note: select the Etymology tab ''</ref><ref name=almagest>{{Cite journal|first=Bernard R.|last=Goldstein|title=Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory| journal=Journal for the History of Astronomy|volume=28|issue=1|year=1997|pages=1–12|location=Cambridge (UK) |bibcode=1997JHA....28....1G|ref=harv}}</ref><ref>{{Cite book|title=Ptolemy's Almagest|author= Ptolemy|author2=Toomer, G. J.|publisher=Princeton University Press|year=1998|isbn=978-0-691-00260-6}}</ref>

===მზე კულტურაში===
ადამიანებს დიდი ხანია მიაჩნიათ, რომ მზეს უმთავრესი როლი აკისრია [[დედამიწა]]ზე სიცოცხლის წარმოქმნაში და ამის გამო მთელი ისტორიის მანძილზე მრავალი ხალხი მას პატივს სცემს. ეს პატივისცემა გამოიხატება მზის როლის მინიჭება მათ [[მითოლოგია|მითოლოგიებსა]] და [[რელიგია|რელიგიებში]].

მზეს ზოგჯერ მისი [[ლათინური ენა|ლათინური]] (''Sol'') ან [[ბერძნული ენა|ბერძნული]] (''Helios'') მოიხსენიებენ. [[ინგლისური ენა|ინგლისურში]] მზის შესაფერისი სიტყვა მომდინარეობს [[ძველი გერმანული]] სიტყვიდან ''sunna'', მაგრამ მამრობითი სქესი მიიღო ლათინური სიტყვა ''sol-იდან'' (''the sun,'' ''"he",'' მაგრამ ახლა აგრეთვე მოიხსენიებენ ''"it-ითაც"'').<ref>{{cite web |url=http://www.create.org/elchai/herbcer1.htm |title=WINTER SOLSTICE |accessdate=2015-01-31 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110725203335/http://www.create.org/elchai/herbcer1.htm |archivedate=2011-07-25 }}</ref><ref>{{cite web|url=http://m-w.com/dictionary/sun |title=sun |work=Merriam Webster dictionary}}</ref> მისი [[ასტრონომია|ასტრონომიული]] და [[ასტოლოგია|ასტროლოგიური]] სიმბოლო არის წრე, რომლის ცენტრშიც ჩახაზულია წერტილი: [[Image:Sun symbol.svg|20px]]. [[ძველი ბერძნები|უძველესი ბერძნები]] მზეს აჯგუფებდნენ სხვა ციურ სხეულებთან ერთად, რომლებიც ცაზე მოძრაობდა (ვარსკვლავური ველის მიმართ), და მათ ყველას [[პლანეტა]]ს არქმევდნენ (პირდაპირი გაგებით: „მოხეტიალეები“). ეს [[ჰელიოცენტრიზმი]]ს მიღებამდე იყო.

მრავალ ბერძნულ მითში მზე ასახიერებს [[ტიტანი (მითოლოგია)|ტიტანს]], სახელად ''Helios'', რომელიც ატარებდა მანათობელ გვირგვინს და დადიოდა ეტლით ცაზე, რის გამოც იყო დღე. დროთა განმავლობაში მზე უფრო და უფრო მეტად ასოცირდებოდა [[აპოლონი|აპოლონთან]]. [[იკაროსი|იკაროსმა]] სცადა გაფრენა, მაგრამ მზემ მისი ფრთები დაადნო.

[[რომის იმპერია]]მ [[ჰელიოსი]] თავის მითოლოგიაში შეითვისა, როგორც ''Sol''. სათაური ''Sol Invictus'' („დაუმარცხებელი მზე“) რამდენიმე მზიურ ღვთაებას დაერქვა და გამოსახული იყო რამდენიმე ტიპის რომაულ მონეტაზე მესამე და მეოთხე საუკუნეებში. „დაუმარცხებელი მზის“ დაბადება აღინიშნებოდა 25 დეკემბერს [[354]] წლიდან.

მზეს ასევე აღმერთებდნენ კოლუმბამდელ მრავალ საზოგადოებაში [[ამერიკა]]ში, მათ შორის [[ინკები]] და [[აცტეკები]].

მზის თაყვანისცემას აღმოსავლეთ სამყაროში აქვს ისტორიული წარმომავლობა [[ძველი ეგვიპტე|უძველეს ეგვიპტეში]]. [[ეგვიპტელები]] მზეს უწოდებდნენ [[რა (ღვთაება)|რას]] — ერთ-ერთი მთავარი ღვთაება მათ რელიგიაში. მზის ხილულ დისკოს (ათენა) რას ტანად ან თვალად აღიქვამდნენ. [[ფარაონი|ფარაონმა]] [[ამენჰოტეპ IV]]-მ დააფუძნა [[მონოთეიზმი|მონოთეისტური]] რელიგია მისი მეფობისას, რომლის ცენტრალური ფიგურა იყო [[ათენა]].

[[ინდუიზმი]]ს რელიგიურ ლიტერატურაში მზე აშკარად ნახსენებია, როგორც ღმერთის ხილული ფორმა, რომლის დანახვა ადამიანს ყოველდღე შეუძლია. ინდუიზმში [[სურია]] ([[დევანაგარი|დევანაგარულად]]: सूर्य) არის მზიური ღვთაების ბელადი, [[დიაუს პიტაი]]ს ვაჟიშვილი. ზოგიერთი ინდუსის მიერ შესრულებული [[სანდიავანდანამი]]ს რიტუალი მზის თაყვანისცემას ნიშნავს. ინდუსის მითოლოგიიდან მრავალი ჩანაწერი მზეს მეფედ მოიხსენიებდა, რომელიც გადაადგილდება შვიდ ცხენიანი ფაეტონით (ეს არის მინიშნება მზის შუქიდან შვიდი ფერისა).

[[ისლამი|ისლამურ]] საღმრთო წერილ [[ყურანი|ყურანში]] მზეს, სხვა ციური ობიექტების მსგავსად, არანაირი განსაკუთრებული რელიგიური მნიშვნელობა თუ სიმბოლური დატვირთვა არ აქვს. რადგანაც იმ დროის ფართოდ გავრცელებული იყო მზის მადიდებელი კულტები პრეისლამურ [[არაბეთი|არაბეთში]], მუსლიმანური დოქტრინა [[შარია]] ყველა ლოცვას კრძალავდა მზის ამოსვლისას და ჩასვლისას, ანუ სიმბოლურად უარყოფდა მის ღვთაებრიობას. პრეისლამური არაბი წარმართები მზის დაბნელებას და სხვა ციურ მოვლენებს აღიქვამდნენ, როგორც ვინმე მნიშვნელოვანი ფიგურის სიკვდილის ან სხვა მოვლენის მომასწავებელ ნიშნად. თუმცა ეს რწმენა სასტიკად აკრძალა [[მუჰამედ წინასწარმეტყველი|წინასწარმეტყველმა მუჰამედმა]] ახ. წ. [[632]] წელს, როდესაც მისი შვილის სიკვდილი [[მზის დაბნელება]]ს დაემთხვა: „მზე და მთვარე არის ღმერთის მტკიცებულებებიდან. ისინი არ ბნელდებიან ვიღაცის სიცოცხლის ან სიკვდილის გამო“.<ref name="Haykal">[[Muhammad Husayn Haykal]], Translated by Isma'il Razi A. al-Faruqi, ''The Life of Muhammad'', American Trush Publications, 1976, ISBN 0-89259-002-5 [http://www.witness-pioneer.org/vil/Books/MH_LM/campaign_of_tabuk_and_death_of_ibrahim.htm]</ref>

===მეცნიერული აღქმის განვითარება===
[[სურათი:Observing The Sun.OGG|thumb|1609 წლიდან მოყოლებული, გალილეოს მიერ დანახული მზის ლაქების შემდეგ, მეცნიერები მზის სწავლას კვლავ განაგრძობენ.]]
ძვ. წ. ადრეულ პირველ ათასწლეულში [[ბაბილონი|ბაბილონელმა]] ასტრონომებმა დააფიქსირეს, რომ მზის მოძრაობა ეკლიპტიკის გასწვრივ ერთფეროვანი არ იყო, თუმცა, მათ ამის მიზეზი არ იცოდნენ. დღეს კი ცნობილია, რომ ამის მიზეზი მზის გარშემო [[დედამიწა|დედამიწის]] [[ელიფსი|ელიფსურ]] ორბიტაზე მოძრაობაა — დედამიწა რაც უფრო ახლოსაა მზესთან, მით უფრო სწრაფად ბრუნავს და პირიქით, რაც უფრო შორსაა, მით უფრო ნელა.<ref>{{Cite book|title=Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy|url=https://archive.org/details/babylontovoyager0000leve|author=David Leverington|publisher=[[Cambridge University Press]]|year=2003|isbn=0-521-80840-5|pages=[https://archive.org/details/babylontovoyager0000leve/page/6 6]–7|ref=harv|postscript=<!--None-->}}</ref>

ერთ-ერთი პირველი ადამიანი, რომელმაც მზის მეცნიერული თუ ფილოსოფიური ახსნა სცადა, იყო ბერძენი ფილოსოფოსი [[ანაქსაგორა]]. მან დაასკვნა, რომ ის იყო მეტალის გიგანტური მოგიზგიზე სფერო, რომელიც უფრო დიდია, ვიდრე [[პელოპენესის ნახევარკუნძული]] და არა [[ჰელიოსი]]ს ეტლი. მან ასევე ივარაუდა, რომ [[მთვარე]] მზის [[სინათლე]]ს ირეკლავდა.<ref>
{{Cite journal
 |last=Sider |first=D.
 |title=Anaxagoras on the Size of the Sun
 |url=https://archive.org/details/sim_classical-philology_1973-04_68_2/page/128 |jstor=269068
 |journal=[[Classical Philology (journal)|Classical Philology]]
 |volume=68 |issue=2 |pages=128–129
 |year=1973
 |doi=10.1086/365951
 |ref=harv
}}</ref> ამ მწვალებლობის სწავლების გამო მაღალჩინოსნებმა ის დააპატიმრეს და სასიკვდილო განაჩენი გამოუტანეს, თუმცა, მოგვიანებით მან თავი დააღწია სასჯელს [[პერიკლე]]ს შემოსევების წყალობით. ძვ.წ. მესამე საუკუნეში [[ერატოსთენე]]მ მანძილი დედამიწასა და მზეს შორის შეაფასა, როგორც ''„მანძილსაზომი სმირიადი 400 და 80 000“''. ეს თარგმანი ორაზროვანია, რომელიც მიანიშნებს 4 080 000 (755 000 კმ.) ან 804 000 000 საზომ ერთეულს (148-153 მილიონი კილომეტრი, ან 0,99-1,02 [[ასტრონომიული ერთეული]]). მეორე შეფასება რამდენიმე პროცენტით უფრო სწორია. ახ.წ. პირველ საუკუნეში [[პტოლემე]]მ შეაფასა მანძილი დედამიწასა და მზეს შორის, რომელიც დედამიწის რადიუსს 1210-ჯერ აღემატებოდა, სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, 7,71 მილიონი კილომეტრი ან 0,0515 ასტრონომიული ერთეული.<ref>
{{Cite journal
 |last=Goldstein |first=B.R.
 |title=The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses
 |url=https://archive.org/details/sim_transactions-of-the-american-philosophical-society_1967-06_57_4/page/9 |journal=[[Transactions of the American Philosophical Society]]
 |volume=57 |issue=4 |pages=9–12
 |year=1967
 |doi=10.2307/1006040
 |ref=harv
 |jstor=1006040
}}</ref>

თეორია, რომლის მიხედვითაც მზე ცენტრშია და [[პლანეტა|პლანეტები]] მის გარშემო მოძრაობს, პირველად უძველესმა ბერძენმა [[არისტარქე]]მ წამოაყენა ძვ.წ. მესამე საუკუნეში. ეს ღრმა ფილოსოფიური ხედვა [[ჰელიოცენტრიზმი|ჰელიოცენტრული სისტემის]] წინასწარმეტყველურ მათემატიკურ მოდელად [[ნიკოლოზ კოპერნიკი|ნიკოლოზ კოპერნიკმა]] [[XVI საუკუნე]]ში აქცია. ადრეულ [[XVII საუკუნე]]ში [[ტელესკოპი]]ს გამოგონებამ საშუალება მისცა [[გალილეო გალილეი]]ს, [[თომას ჰერიოტი|თომას ჰერიოტსა]] და სხვა ასტრონომებს, გამოეკვლიათ [[მზის ლაქა|მზის ლაქები]]. გალილეომ ერთ-ერთი პირველი დაკვირვება ჩაატარა ტელესკოპით მზის ლაქებზე და დაასკვნა, რომ ისინი მზის ზედაპირზე იყო და არ იყო ობიექტები დედამიწასა და მზეს შორის.<ref>
{{cite web
 |title=Galileo Galilei (1564–1642)
 |url=http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml
 |publisher=BBC
 |accessdate=22 March 2006
}}</ref> მზის ლაქები ასევე დაიმზირებოდა [[ხანის დინასტია|ხანის დინასტიიდან]] (ძვ.წ. 206 — ახ.წ. 220) მოყოლებული [[ჩინელები|ჩინელი]] ასტრონომების მიერ, რომელთაც ამ დაკვირვებების ჩანაწერები საუკუნეების განმავლობაში შეინარჩუნეს. ასევე [[ავეროესი|ავეროესმა]] მზის ლაქები აღწერა XII საუკუნეში.<ref>
{{cite book |last=Ead |first=Hamed A. |title=Averroes As A Physician |publisher=[[University of Cairo]]}}</ref>

არაბული ასტრონომიული წვლილი მოიცავს ალბატენის აღმოჩენას, რომ მზის აპოგეას (უძრავი [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] მიმართ მზის ორბიტაზე ადგილი, სადაც ის ყველაზე ნელა მოძრაობს) მიმართულება იცვლება<ref>''A short History of scientific ideas to 1900'', C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.</ref> (თანამედროვე ჰელიოცენტრული ახსნით, ეს გამოწვეულია დედამიწის ორბიტის [[აფელიუმი]]ს თანმიმდევრული მოძრაობით). მრავალი წლის განმავლობაში [[იბნ იუნუსი|იბნ იუნუსმა]] მზის პოზიციის 10 000-ზე მეტი ჩანაწერი გააკეთა ასტროლაბის გამოყენებით.<ref>The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 in ''The Cambridge Illustrated History of the World's Science'', Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.</ref>

[[სურათი:Sun-bonatti.png|thumb|''Sol'' (მზე) გვიდო ბონატის ''„Liber astronomiae“-ს'' 1550 წლის გამოცემიდან.]]

[[ისააკ ნიუტონი]] მზის სინათლეს [[პრიზმა|პრიზმით]] აკვირდებოდა. მან დაამტკიცა, რომ მზე შედგებოდა მრავალი ფერის [[სინათლე|სინათლისაგან]].<ref>
{{cite web
 |title=Sir Isaac Newton (1643–1727)
 |url=http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml
 |publisher=BBC
 |accessdate=22 March 2006
}}</ref> [[1800|1800 წელს]] კი [[უილიამ ჰერშელი|უილიამ ჰერშელმა]] აღმოაჩინა [[ინფრაწითელი გამოსხივება]] მზის სპექტრის წითელი ნაწილის გაღმა.<ref>{{cite web
 |title=Herschel Discovers Infrared Light
 |url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html
 |publisher=Cool Cosmos
 |accessdate=22 March 2006
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120225094516/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html
 |archivedate=25 თებერვალი 2012
 }}</ref> [[XIX საუკუნე]]ში მზის სპექტროსკოპიულ კვლევებში დიდი ნაბიჯები იდგმებოდა. [[იოზეფ ვან ფრაუნჰოფერი|იოზეფ ვან ფრაუნჰოფერმა]] დააფიქსირა 600-ზე მეტი შთანმთქმელი ხაზი სპექტრში, რომელთაგან უძლიერესს დღესაც ფრაუნჰოფერის ხაზები ეწოდება. ადრეულ თანამედროვე მეცნიერულ ხანაში მზის ენერგიის წყარო მნიშვნელოვანი თავსატეხი იყო. [[ლორდ კელვინი|ლორდ კელვინმა]] ივარაუდა, რომ მზე იყო თანდათანობით გაგრილებადი თხევადი სხეული, რომელიც სითბოს შინაგან მარაგს ასხივებდა.<ref name=kelvin>
{{Cite journal
 |last=Thomson |first=W.
 |title=On the Age of the Sun's Heat
 |url=http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html
 |journal=[[Macmillan's Magazine]]
 |year=1862
 |volume=5 |pages=388–393
 |doi=
 |ref=harv
}}</ref> კელვინმა და ჰერმან ვონ ჰელმჰოლცმა შემდეგ წამოაყენეს გრავიტაციული შეკუმშვის მექანიზმი სითბოს გამოსხივების ასახსნელად, მაგრამ მიღებული ასაკი მხოლოდ 20 მილიონი წელიწადი გამოდიოდა, იმ დროისათვის კი [[გეოლოგია|გეოლოგიური]] აღმოჩენები, სულ ცოტა, 300 მილიონი წლით იყო დათარიღებული.<ref name=kelvin /> 1890 წელს [[იოზეფ ლიკიერი|იოზეფ ლოკიერმა]], რომელმაც [[ჰელიუმი]] აღმოაჩინა მზის სპექტრში, წამოაყენა მზის ევოლუციისა და წარმოქმნის მეტეორიტული ჰიპოთეზა.<ref>
{{Cite book
 |last=Lockyer |first=J.N.
 |title=The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems
 |url=https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.164209 |publisher=[[Macmillan and Co.|Macmillan and Co]]
 |year=1890
 |bibcode=1890QB981.L78.....
}}</ref>

1904 წლამდე არანაირი ნაშრომი არ იყო შემოთავაზებული. [[ერნესტ რეზერფორდი|ერნესტ რეზერფორდმა]] ივარაუდა, რომ მზის გამოსხივება სითბოს შინაგანი წყაროთი იყო შენარჩუნებული და წყაროდ [[რადიოაქტიური დაშლა]] ივარაუდა.<ref>{{cite web
 |last=Darden
 |first=L.
 |title=The Nature of Scientific Inquiry
 |url=http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/
 |year=1998
 |accessdate=2014-09-28
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120817040843/http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/
 |archivedate=2012-08-17
 }}</ref> თუმცა [[ალბერტ აინშტაინი]] იყო ის ადამიანი, რომელმაც მზის ენერგიის წყაროს არსებითი „გასაღები“ მოგვცა თავისი მასა-ენერგიის ექვივალენტობით — E=mc<sup>2</sup>.<ref>{{Cite book|last = Hawking |first = S. W. |author-link = Stephen Hawking |year = 2001 |title = The Universe in a Nutshell |url = https://archive.org/details/universeinnutshe0000hawk_j1f4 |publisher = Bantam Books |isbn = 0-553-80202-X}}</ref> 1920 წელს [[სერ არტურ ედინგტონი|სერ არტურ ედინგტონმა]] ივარაუდა, რომ მზის ბირთვში არსებულ წნევებსა და ტემპერატურებს შეეძლო [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|ბირთვული სინთეზის]] დაწყება, რომლის დახმარებითაც [[წყალბადი]] ([[პროტონი|პროტონები]]) გადაიქცევა [[ჰელიუმი]]ს ბირთვებად, შედეგად კი უდიდესი [[ენერგია]] გამოთავისუფლდება.<ref>
{{cite web
 |title=Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington
 |url=http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html
 |work=Space Science
 |publisher=[[European Space Agency]]
 |year=2005
 |accessdate=1 August 2007
}}</ref> წყალბადის უმეტესობა მზეში 1925 წელს [[სესილია პეინი|სესილია პეინმა]] დაამტკიცა [[მაღნად საჰა]]ს ([[ინდოეთი|ინდოელი]] ფიზიკოსი) იონიზაციის თეორიით. სინთეზის თეორიული წარმოდგენა 1930 წელს [[სუბრაჰმანიან ჩანდრასეკარი|სუბრაჰმანიან ჩანდასეკარმა]] და [[ჰანს ბეთე]]მ განავითარეს. ჰანს ბეთემ გამოთვალა ბირთვული რეაქციებით ენერგიის წარმომქმნელი ორი მთავარი დეტალი, რომელიც მზეს ამარაგებს ენერგიით.<ref name="Bethe">
{{Cite journal
 |last=Bethe |first=H.
 |title=On the Formation of Deuterons by Proton Combination
 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=54 |issue=10 |pages=862–862
 |year=1938
 |doi=10.1103/PhysRev.54.862.2
 |last2=Critchfield
 |first2=C.
 |ref=harv
|bibcode = 1938PhRv...54Q.862B }}</ref><ref name="Bethe2">
{{Cite journal
 |last=Bethe |first=H.
 |title=Energy Production in Stars
 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=55 |issue=1 |pages=434–456
 |year=1939
 |doi=10.1103/PhysRev.55.434
 |ref=harv
|bibcode=1939PhRv...55..434B
}}</ref> საბოლოოდ, გავლენიანი ნაშრომი, სახელად ''„ელემენტების სინთეზი ვარსკვლავებში“'' 1957 წელს ''მარგარეტ ბარბიჯმა, ჯეფრი ბარბიჯმა, უილიამ ფოულერმა'' და ''ფრედ ჰოილიმ'' გამოაქვეყნეს.<ref>
{{Cite journal
 |first=E.M. |last=Burbidge
 |first2=G.R. |last2=Burbidge
 |first3=W.A. |last3=Fowler
 |first4=F. |last4=Hoyle
 |title=Synthesis of the Elements in Stars
 |journal=[[Reviews of Modern Physics]]
 |volume=29 |issue=4 |pages=547–650
 |year=1957
 |doi=10.1103/RevModPhys.29.547
 |bibcode=1957RvMP...29..547B
 |ref=harv
}}</ref> ნაშრომმა დამაჯერებლად დაამტკიცა, რომ [[სამყარო]]ში არსებული ელემენტების უმეტესობა [[ვარსკვლავი|ბირთვული რეაქციების]] შედეგად სინთეზირდა [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებში]].

====ვენერას ტრანზიტი====
{{მთავარი|ვენერას ტრანზიტი}}
[[ფაილი:ვენერას ტრანზიტი საქართველო.jpg|მინი|მარცხნივ|2012 წელს [[საქართველო]]დანაც აკვირდებოდნენ ასტრომოყვარულები ვენერას ტრანზიტს. ეს ერთ-ერთი ასტრომოყვარულის მიერ გადაღებული ფოტოა [[წყნეთი]]დან.<ref>[https://www.facebook.com/media/set/?set=a.407524129300513.107215.274035632649364&type=3 საქართველოდან დანახული ვენერას ტრანზიტი ასტრომოყვარულთა კლუბზე]</ref>]]
როდესაც ორბიტალური პოზიციები ზუსტად ეწყობა, ორი [[პლანეტა]] (რომელთა ორბიტა [[დედამიწა|დედამიწის]] ორბიტაზე დიდია) — [[მერკური]] და [[ვენერა]] დედამიწაზე მყოფი დამკვირვებლისთვის მზის დისკოს კვეთს. ამ მოვლენას ტრანზიტი ეწოდება. იმ ფაქტის გათვალისწინებით, რომ ორბიტები ერთმანეთის მიმართ დახრილია, ტრანზიტები ძალიან იშვიათად ხდება.

[[ვენერა]]ს ორბიტა დედამიწის ორბიტის მიმართ 3,39 [[გრადუსი]]თაა დახრილი, ხოლო [[მერკური]]ს ორბიტა - 7,01 გრადუსით. [[ვენერას ტრანზიტი]] წყვილად ხდება 8 წლიანი ინტერვალით. მომდევნო წყვილი ტრანზიტი შესაძლოა საუკუნეზე მეტხანს არ მოხდეს. [[ტელესკოპი]]ს გამოგონებიდან ვენერას სულ რაღაც 8 ტრანზიტი მოხდა ([[2012]] წლის ტრანზიტის ჩათვლით).

გასულ საუკუნეებში მეცნიერები ეძებდნენ გზებს, რომ გაეზომათ მანძილი მზემდე, [[პლანეტა|პლანეტებამდე]] და სხვა ციურ სხეულებამდე. ყველაზე სასარგებლო გზა არის [[პარალაქსი]]ს მეთოდი. მეცნიერებმა შენიშნეს, რომ როდესაც [[დედამიწა]] გადაადგილდება, ისე ჩანს, თითქოს შორეულმა ობიექტმა თავისი პოზიცია შეიცვალა ფონზე მყოფი [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] მიმართ. [[გეომეტრია|გეომეტრიული]] ფორმულების დახმარებით შემდეგ მეცნიერებმა ადვილად შეძლეს მანძილების დადგენა. ამის მსგავსად, როდესაც ვენერა ჩაივლის მზის წინ, დედამიწაზე არსებული ორი ადგილმდებარეობა მიიღებს ამ მოვლენის ორ განსხვავებულ ხილვადობას. ასე რომ, ამ დროს მანძილის დადგენა ბევრად იოლია.

=====ტრანზიტების ისტორია=====
[[ფაილი:JeremiahHorrocks.jpg|მინი|მარცხნივ|ჯერემი ჰოროკსი აკვირდება 1639 წლის ვენერას ტრანზიტს (მხატვრის წარმოსახვა)]]
[[ვენერას ტრანზიტი]] პირველად 1032 წელს [[სპარსეთი|სპარსელმა]] ასტრონომმა და ენციკლოპედისტმა ავიჩენამ დააფიქსირა, რომელმაც დაასკვნა, რომ დედამიწასთან [[ვენერა]] უფრო ახლოს იყო, ვიდრე მზე.<ref name=Goldstein>{{Cite journal|title=Theory and Observation in Medieval Astronomy|first=Bernard R.|last=Goldstein|journal=[[Isis (journal)|Isis]]|volume=63|issue=1|date=March 1972|publisher=[[University of Chicago Press]]|pages=39–47 [44]|doi=10.1086/350839|ref=harv}}</ref>

XVII საუკუნემდე მეცნიერებმა [[პლანეტა|პლანეტებამდე]] მანძილი იმდენად საკმარისად არ იცოდნენ, რომ ტრანზიტების ზუსტი განსაზღვრა შეძლებოდათ. საბოლოოდ, [[1629]] წელს ასტრონომმა [[იოჰანეს კეპლერი|იოჰანეს კეპლერმა]] გამოთვალა, რომ ვენერას ტრანზიტი 2 წელიწადში, [[1631]] წელს მოხდებოდა. არანაირი მტკიცებულება არ არსებობს, რომ ამ ტრანზიტის მოწმე ვინმე იყო.

* '''[[1639]] წელი:''' [[ჯერემი ჰოროკსი|ჯერემი ჰოროკსმა]] კეპლერის გამოთვლები უფრო დახვეწა და მიხვდა, რომ ტრანზიტები წყვილად ხდებოდა 8 წლიანი ინტერვალით. ჰოროკსმა წარმატებით დააფიქსირა [[1639]] წლის ტრანზიტი.<ref>{{cite web |url=http://www.staff.science.uu.nl/~gent0113/venus/venustransitbib.htm |title=Transit of Venus Bibliography |first=Robert H |last=van Gent |accessdate=11 September 2009 }}</ref><ref name="Kollerstrom">{{cite web |url=http://www.dioi.org/kn/IAUVenus-Transit.pdf |title=William Crabtree's Venus transit observation |last=Kollerstrom |first=Nicholas |year=2004 |work=Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004 |publisher=International Astronomical Union |accessdate=10 May 2012 }}</ref>
* '''[[1716]] წელი:''' [[ედმუნდ ჰალეი]]მ ივარაუდა, რომ მანძილი მზემდე შესაძლოა ზუსტად გაზომილიყო ვენერას ტრანზიტის დროს. მაგრამ მან იცოდა, რომ ის შემდეგ ტრანზიტს ვერ მოესწრებოდა.<ref>{{cite journal| title= Transits of Venus and the Astronomical Unit| url= https://archive.org/details/sim_mathematics-magazine_2003-10_76_4/page/n84| author= Teets, D.A.| journal= Mathematics Magazine  | year= 2003| volume= 76 | pages= 335–348 | jstor=3654879 }}</ref><ref name="halley">{{cite journal | first=Edmund | last=Halley | authorlink=Edmund Halley | work=Philosophical Transactions | volume=XXIX | year=1716 | title=A New Method of Determining the Parallax of the Sun, or His Distance from the Earth | page=454 | url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/transit/HalleyParallax.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20110624032215/http://eclipse.gsfc.nasa.gov/transit/HalleyParallax.html | archivedate=24 ივნისი 2011 |url-status=dead | accessdate=17 ოქტომბერი 2014 }}</ref><ref name="MD">{{cite web |url=http://www.oxforddnb.com/view/article/37360 |title=Oxford Dictionary of National Biography: Jeremiah Dixon |publisher= Oxford University Press |accessdate=22 February 2012 }}</ref><ref name="RP">{{cite web |url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast161/Unit4/venussun.html |title=Lecture 26: How far to the Sun? The Venus Transits of 1761 & 1769 |first=Prof. Richard |last=Pogge |accessdate=25 September 2006 }}</ref>

[[ფაილი:SDO's Ultra-high Definition View of 2012 Venus Transit (171 Angstrom Full Disc).jpg|მინი|მარცხნივ|2012 წელს გადაღებული ვენერას ტრანზიტი ([[მზის დინამიკის ობსერვატორია]]).]]

* '''[[1761]] და [[1769]] წლები:''' ექსპერიმენტებისათვის დრო ისე შეარჩიეს, რომ მსოფლიოს სხვადასხვა ადგილიდან ყოფილიყო შესაძლებელი ტრანზიტების დანახვა.
* '''[[1874]] და [[1882]] წლები:''' [[XIX]] საუკუნეში უფრო და უფრო მეტი ექსპედიცია და დაკვირვება დაიგეგმა, რათა უკეთ შეეფასებინათ მზემდე მანძილი და მზის სისტემის მასშტაბები.<ref name="economist">{{cite news |url=http://www.economist.com/science/displayStory.cfm?story_id=2705523 |title=Transits of Venus&nbsp;– Kiss of the goddess |publisher=The Economist |date=27 May 2004 |accessdate=25 September 2006 }}</ref>
*'''[[2004]] და [[2012]] წლები:''' დღეს კოსმოსური ზონდების გამოყენებით, რომელთაც შეუძლია [[პლანეტა|პლანეტებთან]] მისვლა და მათ ორბიტებზე ფრენა, ტრანზიტების განრიგს ძალიან ადვილად ადგენს.<ref>{{cite web|title= Summing Up the Unique Venus Transit 2004 (VT-2004) Programme | author= European Southern Observatory| accessdate=2012-06-06| url=http://www.eso.org/public/news/eso0433/}}</ref>

===მზის კოსმოსური მისიები===
[[სურათი:Sunspots and Solar Flares.jpg|thumb|მზიდან ამოფრქვეული უზარმაზარი გეომაგნეტური შტორმი (2012 წლის 13 მარტი)]]
[[სურათი:Moon transit of sun large.ogv|thumb|left|მთვარის ტრანზიტი მზესთან (ანუ მზის დაბნელება) ზონდ STEREO B-ს ულტრაიისფერი კამერების კალიბრაციისას.<ref>{{cite web
 |last=Phillips
 |first=T.
 |title=Stereo Eclipse
 |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2007/12mar_stereoeclipse.htm
 |work=Science@NASA
 |publisher=[[NASA]]
 |year=2007
 |accessdate=19 June 2008
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080610082213/http://science.nasa.gov/headlines/y2007/12mar_stereoeclipse.htm
 |archivedate=10 ივნისი 2008
 }}</ref>]]

მზის დასაკვირვებლად შექმნილი პირველი თანამგზავრები იყო [[პიონერების პროგრამა|პიონერები]] 5, 6, 7, 8 და 9, რომლებიც [[1959]]-[[1968]] წლებს შორის გაეშვა. ეს ზონდები მზის ირგვლივ დედამიწისოდენა დაშორებით ბრუნავდა და მათ მზიური ქარისა და [[მზის მაგნიტური ველი]]ს პირველი დეტალური გაზომვები უზრუნველყვეს. პიონერ 9 განსაკუთრებით დიდ ხანს მუშაობდა — მონაცემებს [[1983]] წლის მაისამდე გადმოსცემდა.<ref>{{cite web
 |last=Wade |first=M.
 |title=Pioneer 6-7-8-9-E
 |url=http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm
 |year=2008
 |publisher=[[Encyclopedia Astronautica]]
 |accessdate=22 March 2006
}}</ref><ref>{{cite web
 |title=Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9
 |url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09
 |publisher=[[NASA]]
 |accessdate=30 October 2010
 |quote=NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120402205810/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09
 |archivedate=2 აპრილი 2012
 }}</ref>

1970-იანებში ''„ჰელიოსის“'' ორმა კოსმოსურმა ზონდმა და ''Skylab Apollo Telescope Mount-მა'' მეცნიერებს ახალი მნიშვნელოვანი მონაცემები მიაწოდა მზიურ ქარსა და მზის გვირგვინზე. ზონდები ჰელიოს 1 და 2 [[აშშ]]-[[გერმანია|გერმანიის]] თანამშრომლობა იყო, რომელიც მზიურ ქარს ორბიტიდან იკვლევდა, როცა ზონდი [[მერკური]]ს ორბიტის პერიჰელიუმში შედიოდა.<ref name=Burlaga2001/> ''Skylab''-ის კოსმოსური სადგური, რომელიც [[ნასა]]მ [[1973]] წელს გაუშვა, მოიცავდა მზის ობსერვატორიის მოდულს, სახელად ''Apollo Telescope Mount.'' ამ უკანასკნელს სადგურში მცხოვრები [[ასტრონავტი|ასტრონავტები]] ამუშავებდნენ.<ref name=Dwivedi2006/> Skylab-მა მზის გადასვლის რეგიონისა და მზის გვირგვინიდან [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერი გამოსხივების]] პირველი სპექტროსკოპული დაკვირვებები ჩაატარა.<ref name=Dwivedi2006/> აღმოჩენები მოიცავდა გვირგვინული მასის გამოტყორცნის პირველად დაფიქსირებას, შემდეგ ე.წ. „გვირგვინულ წარმავლებსა“ და გვირგვინულ ხვრელებს. ახლა კი ცნობილია, რომ ისინი ფარულად ასოცირდება მზიურ ქართან.<ref name=Burlaga2001>{{Cite journal|last=Burlaga|first=L.F.|title=Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results|year=2001|journal=Planetary and Space Science|volume=49|issue=14–15|pages=1619–27|doi=10.1016/S0032-0633(01)00098-8|ref=harv|bibcode=2001P&SS...49.1619B}}</ref>

[[1980]] წელს ''„მზიური მაქსიმუმის მისია“'' (''Solar Maximum Mission'') გაუშვა [[ნასა]]მ. ამ ზონდის მიზანი იყო მზიური ანთებებიდან წამოსული [[გამა გამოსხივება|გამა]] და [[რენტგენული სხივები|რენტგენული სხივებისა]] და [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერი გამოსხივების]] შესწავლა მზის მაღალი აქტიურობისა და სიკაშკაშის პერიოდში. თუმცა, გაშვებიდან რამდენიმე თვის შემდეგ ელექტრონული ავარიის გამო ზონდის მუშაობა შეჩერდა. მან სამი წელიწადი დაჰყო ამ უმოქმედობის მდგომარეობაში. 1984 წელს კოსმოსური [[შატლი]] „[[ჩელენჯერი]]ს“ STS-41C მისიამ აღადგინა თანამგზავრი და ორბიტაზე ხელახალ გაშვებამდე მისი ელექტრონიკა შეაკეთა. „მზიური მაქსიმუმის მისიამ“ შემდეგში მზის გვირგვინის ათასობით სურათი გადმოგზავნა, სანამ [[ატმოსფერო (დედამიწა)|დედამიწის ატმოსფეროში]] შემოვიდოდა [[1989]] წლის ივნისში.<ref>{{cite web
 |last=Burkepile
 |first=C.
 |first2=J.
 |title=Solar Maximum Mission Overview
 |url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html
 |year=1998
 |accessdate=22 March 2006
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html
 |archivedate=5 აპრილი 2006
 }}</ref>

[[1991]] წელს გაშვებულმა იაპონიის თანამგზავრმა ''„იოჰკოჰმა“ (Yohkoh)'', რომელიც მზის სხივს ნიშნავს, მზიურ ამოფრქვევებს [[რენტგენული გამოსხივება|რენტგენის დიაპაზონში]] აკვირდებოდა. ამ მისიიდან მიღებული მონაცემების მიხედვით, მეცნიერებმა მზიური ამოფრქვევების განსხვავებული კატეგორიების აღმოჩენა შეძლეს. მათ ასევე დაადგინეს, რომ აქტიურობის პიკში მყოფი რეგიონებიდან გვირგვინი ბევრად უფრო დინამიკური და აქტიური იყო, ვიდრე ეს აქამდე იყო მიჩნეული. ამ თანამგზავრმა მზის მთლიანი ციკლი შეისწავლა, თუმცა ის უმოქმედობის რეჟიმში გადავიდა, რადგან [[2001]] წელს მომხდარმა [[მზის დაბნელება|მზის რგოლისებრმა დაბნელებამ]] მას მზეზე ორიენტაცია დააკარგვინა. თანამგზავრი [[2005]] წელს ატმოსფეროში შემოსვლისას განადგურდა საბოლოოდ.<ref>
{{cite press
 |title=Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere
 |url=http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html
 |publisher=[[Japan Aerospace Exploration Agency]]
 |year=2005
 |accessdate=22 March 2006
}}</ref>

დღესდღეობით ყველაზე მნიშვნელოვანი მზიური მისია არის ''„მზისა და ჰელიოსფეროს ობსერვატორია“ (SOHO)'', რომელიც ერთობლივად შექმნეს [[ევროპის კოსმოსური სააგენტო|ევროპის კოსმოსურმა სააგენტომ]] და [[ნასა]]მ და [[1995]] წლის 2 დეკემბერს გაუშვეს.<ref name=Dwivedi2006/> თავდაპირველად, მისი მუშაობა ორი წლით იყო განსაზღვრული, თუმცა [[2009]] წლის ოქტომბერში მისიის [[2012]] წლამდე გაგრძელება გამოცხადდა.<ref name=sohoext>{{cite web| date = 7 October 2009|url = http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=45685|title = Mission extensions approved for science missions|work = ESA Science and Technology|accessdate = 16 February 2010}}</ref> ის იმდენად სასარგებლო აღმოჩნდა, რომ მომავალი მისია, ''„მზის დინამიკის ობსერვატორია“ (SDO)'' [[2010]] წლის თებერვალში გაუშვეს.<ref name=sdolaunch>{{cite web| date = 11 February 2010|url = http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/feb/HQ_10-040_SDO_launch.html|title = NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun|work = NASA Press Release Archives|accessdate = 16 February 2010}}</ref> SOHO [[დედამიწა]]სა და მზეს შორის არსებულ [[ლაგრანჟი|ლაგრანჟის წერტილშია]] მოთავსებული (სადაც ორივე სხეულის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული მიზიდულობა]] თანაბარია). მან გაშვების მზის ფოტოები მრავალ დიაპაზონში მოგვაწოდა. გარდა მზეზე პირდაპირი დაკვირვებებისა, SOHO-ს წყალობით მრავალი [[კომეტა]] აღმოაჩინეს, უმეტესად პაწაწინა ე.წ. [[მზის მხები კომეტა|მზის მხები კომეტები]], რომლებიც მზესთან ჩავლისას იწვება.<ref>{{cite web
 |title=Sungrazing Comets
 |url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/
 |publisher=[[Large Angle and Spectrometric Coronagraph|LASCO]] ([[US Naval Research Laboratory]])
 |accessdate=19 March 2009
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20150525060147/http://sungrazer.nrl.navy.mil/
 |archivedate=25 მაისი 2015
 }}</ref>

[[სურათი:Giant prominence on the sun erupted.jpg|thumb|upright=1.5|მზიური ამოფრქვევა 2012 წლის აგვისტოში, რომელიც SDO-მ დააფიქსირა.]]

ზემოთ ჩამოთვლილი ყველა თანამგზავრი მზეს ეკლიპტიკის სიბრტყიდან აკვირდებოდა, ამიტომ მხოლოდ მზის ეკვატორული რეგიონები იქნა შესწავლილი დეტალურად. ''„ულისეს ზონდი“'' [[1990]] წელს მზის პოლარული რეგიონების შესასწავლად გაუშვეს. ის პირველად [[იუპიტერი]]სკენ გაფრინდა, რათა [[პლანეტა]]სთან ჩავლისას ეკლიპტიკის სიბრტყეზე ბევრად მაღალ ორბიტაზე ამხტარიყო გრავიტაციული მანევრით. ის შემთხვევით ისეთ კარგ პოზიციაზე მოთავსდა, რომ შეძლო კომეტა „[[შუმეიკერ-ლევი 9]]-ის“ იუპიტერთან შეჯახების დაფიქსირებდა [[1994]] წელს. როგორც კი „ულისე“ მოთავსდა თავის დაგეგმილ ორბიტაზე, მან დაიწყო მზიური ქარისა და [[მაგნიტური ველი]]ს სიძლიერის შესწავლა მაღალ მზიურ განედებზე და აღმოაჩინა, რომ მაღალი განედებიდან წამოსული მზიური ქარი 750 კმ/წმ სიჩქარით მოძრაობდა, რაც მოსალოდნელზე ნაკლები იყო. მან ასევე აღმოაჩინა, რომ არსებობს უზარმაზარი მაგნიტური ტალღები, რომლებიც წარმოიქმნება მაღალ განედებზე და პასუხისმგებელია [[გალაქტიკური კოსმოსური სხივები]]ს მიმოფანტვაზე.<ref>{{cite web
 |author=[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]]/[[California Institute of Technology|CALTECH]]
 |title=Ulysses: Primary Mission Results
 |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html
 |publisher=[[NASA]]
 |year=2005
 |accessdate=22 March 2006
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060106150819/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html
 |archivedate=6 იანვარი 2006
 }}</ref>

[[ფოტოსფერო]]ში არსებული ელემენტების სიუხვე სპექტროსკოპული კვლევებით კარგადაა ცნობილი, თუმცა მზის შინაგანი სტრუქტურა საკმაოდ მწირადაა შესწავლილი. მისია ''„გენეზისი“'' ითვალისწინებდა მზიური ქარის ნიმუშების ჩამოტანას, რაც ასტრონომებს საშუალებას მისცემდა, პირდაპირ განესაზღვრათ მზიური მატერიის შედგენილობა. „გენეზისი“ 2004 წელს დაბრუნდა დედამიწაზე, მაგრამ დაშვებისას დაზიანდა, როცა მისი პარაშუტი არ გაიხსნა. მძიმე დაზიანების მიუხედავად, რამდენიმე გამოსადეგი და სასარგებლო ნიმუშის აღდგენა მოხერხდა ზონდის მოდულიდან, სადაც ეს ნიმუშები ინახებოდა.<ref>
{{Cite journal
 |last=Calaway |first=M.J.
 |title=Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1
 |journal=[[Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B]]
 |volume=267 |issue=7 |page=1101
 |year=2009
 |doi=10.1016/j.nimb.2009.01.132
 |last2=Stansbery
 |first2=Eileen K.
 |last3=Keller
 |first3=Lindsay P.
 |ref=harv
|bibcode = 2009NIMPB.267.1101C }}</ref>

მისია ''„მზის სახმელეთო კავშირის ობსერვატორია“ (STEREO — Solar Terrestrial Relations Observatory)'' [[2006]] წლის ოქტომბერში გაუშვეს. ორი იდენტური ზონდი გაეშვა ისეთ ორბიტებზე, რომლებიც გამოიწვევდა მათ (შესაბამისად) დედამიწის წინ შორს ყოფნასა და შემდეგ დედამიწის უკან თანდათანობით დაბრუნებას. ეს მზისა და მზის ფენომენების (როგორიცაა გვირგვინული მასის გამოტყორცნა) სტერეოსკოპული ფოტოების გადაღების საშუალებას იძლევა.<ref name=inst>{{cite web|date = 8 March 2006|url = http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html|title = STEREO Spacecraft & Instruments|work = NASA Missions|accessdate = 30 May 2006|archiveurl = https://web.archive.org/web/20130523040216/http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html|archivedate = 23 მაისი 2013}}</ref><ref>{{Cite journal| title= Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)| url= https://archive.org/details/sim_advances-in-space-research_2002_29_12/page/2017|author= Howard R. A., Moses J. D., Socker D. G., Dere K. P., Cook J. W.|journal=Advances in Space Research|volume= 29|issue= 12|pages=2017–2026|year= 2002| ref= harv |bibcode=2008SSRv..136...67H |doi=10.1007/s11214-008-9341-4}}</ref>

ინდურმა კოსმოსურმა კვლევითმა ორგანიზაციამ დაგეგმა 100 კილოგრამიანი თანამგზავრის გაშვება 2015-2016 წლებში. მას ''„ადიტია“'' ჰქვია. მისი მთავარი ინსტრუმენტი იქნება გვირგვინოგრაფი, რომელიც მზის გვირგვინის დინამიკას შეისწავლის.<ref>{{cite web|url= http://articles.timesofindia.indiatimes.com/2012-09-09/india/33712860_1_parameters-of-space-weather-three-year-mission-polar-satellite-launch-vehicle|title= Aditya 1 launch delayed to 2015-16|author= Srinivas Laxman & Rhik Kundu, TNN|date= 9 September 2012|work= [[The Times of India]]|publisher= [[Bennett, Coleman & Co. Ltd.]]|accessdate= 2014-09-29|archiveurl= https://web.archive.org/web/20130510225707/http://articles.timesofindia.indiatimes.com/2012-09-09/india/33712860_1_parameters-of-space-weather-three-year-mission-polar-satellite-launch-vehicle|archivedate= 2013-05-10}}</ref>

==დაკვირვება და ეფექტები==
{{მრავალი სურათი
| ზონა        = left
| მიმართულება = vertical
| სიგანე       =250
| ფაილი1    = უსაფრთხო1.jpg
| წარწერა1   = ფურცელს (უკეთესი იქნება მუყაო) უნდა გაუკეთდეს მცირე ხვრელი. ეს კი მზის სურათს მუყაოზე გამოსახავს.
| ფაილი2    = უსაფრთხო2.jpg
| წარწერა2   = ბინოკლითაც შესაძლებელია მზის სურათის გამოსახვა. როგორც ნახაზზეა ნაჩვენები. ბინოკლის მუქი მხარე ნიშნავს, რომ ეს მხარე დახურულია.
}}
[[სურათი:STS-134 EVA4 view to the Russian Orbital Segment.jpg|thumb|right|[[საერთაშორისო კოსმოსური სადგური]]დან დანახული მზე. ამ შემთხვევაში მზის სინათლეს [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფერო]] არ ფილტრავს, რომელიც [[სინათლე|სინათლის]] მრავალ დიაპაზონს ბლოკავს.]]

მზის სიკაშკაშეს შეუძლია [[თვალი]]ს ტკივილი გამოიწვიოს, თუ მას შეუიარაღებელი თვალით აკვირდება ადამიანი, თუმცა მცირე ხნიანი დაკვირვება გაუფართოებელი თვალისთვის არ არის სახიფათო.<ref>
{{Cite journal
 |first=T.J. |last=White |first2=M.A. |last2=Mainster |first3=P.W. |last3=Wilson
 |first4=J.H. |last4=Tips
 |title=Chorioretinal temperature increases from solar observation
 |journal=[[Bulletin of Mathematical Biophysics]]
 |volume=33 |issue=1 |page=1
 |year=1971
 |doi=10.1007/BF02476660
 |ref=harv
}}</ref><ref>
{{Cite journal
 |first=M.O.M. |last=Tso |first2=F.G. |last2=La Piana
 |title=The Human Fovea After Sungazing
 |journal=[[Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology]]
 |year=1975
 |volume=79 |pages=OP788–95
 |pmid=1209815
 |issue=6
 |ref=harv
}}</ref> მზის პირდაპირი დაკვირვება იწვევს [[ფოსფენი]]ს ვიზუალურ არტიფაქტებსა და დროებით ნაწილობრივ სიბრმავეს. ის ასევე მზის სინათლის დაახლოებით 4 [[ვატი|მილივატს]] აწვდის [[ბადურა (თვალი)|ბადურა]]ს, ოდნავ ახურებს მას და იწვევს თვალებში დაზიანებას, რომელსაც არ შეუძლია ზუსტად რეაგირება სიკაშკაშეზე.<ref>
{{Cite journal
 |last=Hope-Ross |first=M.W.
 |title=Ultrastructural findings in solar retinopathy
 |journal=[[Eye (journal)|Eye]]
 |volume=7
 |issue=4 |year=1993
 |doi=10.1038/eye.1993.7
 |pmid=8325420
 |last2=Mahon
 |first2=GJ
 |last3=Gardiner
 |first3=TA
 |last4=Archer
 |first4=DB
 |ref=harv
 |pages=29–33
}}</ref><ref>
{{Cite journal
 |title=Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD
 |url=https://archive.org/details/sim_british-journal-of-ophthalmology_1973-04_57_4/page/270
 |last=Schatz |first=H. |last2=Mendelblatt |first2=F.
 |journal=[[British Journal of Ophthalmology]]
 |volume=57 |issue=4 |year=1973
 |doi=10.1136/bjo.57.4.270
 |pmid=4707624
 |ref=harv |pmc=1214879
 |pages=270–3
}}</ref> [[ულტრაიისფერი გამოსხივება]] (უგ) თვალის ლინზას წლების განმავლობაში თანდათანობით აყვითლებს. ვარაუდობენ, რომ ეს იწვევს [[კატარაქტა|კატარაქტის]] წარმოქმნას, მაგრამ ეს დამოკიდებულია მზის ულტრაიისფერ გამოსხივებაზე და არა მის პირდაპირ დაკვირვებაზე.<ref>
{{cite web
 |last=Chou |first=B.R.
 |title=Eye Safety During Solar Eclipses
 |url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety2.html
 |year=2005
}} "''როგორც ცნობილია, ეკოლოგიაზე ულტრაიისფერი გამოსხივების ზემოქმედება ხელს უწყობს თვალის გარე შრეების დაჩქარებულ დაბერებას და კატარაქტის განვითარებას, რის გამოც, მზის დაბნელების დროს მასზე არასწორმა დაკვირვებამ შეიძლება გამოიწვიოს „დაბნელების უსინათლობა“ ან ბადურის დამწვრობები.''"</ref> შეუიარაღებელი თვალით დიდი ხნით მზის პირდაპირი დაკვირვებისას იწყება უგ-ინდუქცირებული, მზის დამწვრობის მსგავსი დაზიანებები ბადურაზე დაახლოებით 100 წამის შემდეგ, განსაკუთრებით ისეთ მდგომარეობებში, სადაც მზიდან წამოსული უგ ინტენსიური და კარგად ფოკუზირებულია.<ref>
{{Cite journal
 |first=W.T. Jr. |last=Ham |first2=H.A. |last2=Mueller |first3=D.H. |last3=Sliney
 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |title=Retinal sensitivity to damage from short wavelength light
 |volume=260
 |issue=5547 |page=153
 |year=1976
 |doi=10.1038/260153a0
 |ref=harv
|bibcode = 1976Natur.260..153H }}</ref><ref>
{{Cite book
 |first=W.T. Jr. |last=Ham |first2=H.A. |last2=Mueller |first3=J.J. Jr. |last3=Ruffolo
 |first4=D. III, |last4=Guerry
 |chapter=Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear
 |title=The Effects of Constant Light on Visual Processes
 |url=https://archive.org/details/effectsofconstan0000unse |editor=Williams, T.P.; Baker, B.N.
 |publisher=[[Plenum Press]]
 |pages=[https://archive.org/details/effectsofconstan0000unse/page/319 319]–346
 |year=1980
 |isbn=0-306-40328-5
}}</ref> მდგომარეობა უარესდება, როცა დამკვირვებლის თვალები ახალგაზრდაა ან ლინზებით აკვირდება, მზე ზენიტშია და ზღვიდან მაღალ დონეზე იმყოფება.

მზის დაკვირვებამ ოპტიკური ხელსაწყოებით, როგორიცაა [[ბინოკლი]], შესაძლოა ბადურას სამუდამო დაზიანება გამოიწვიოს, თუ არ დამკვირვებელი არ გამოიყენებს შესაბამის ფილტრს, რომელიც ულტრაიისფერ სინათლეს ბლოკავს და ამკრთალებს მზის სინათლეს. როცა სუსტ ფილტრს იყენებენ მზის დასაკვირვებლად, დამკვირვებელმა უნდა გაითვალისწინოს, რომ გამოიყენოს ისეთი ფილტრი, რომელიც სპეციალურად ასეთი დაკვირვებისთვისაა საჭირო. ზოგიერთ იმპროვიზებულ ფილტრს, რომელიც ულტრაიისფერ და ინფრაწითელ სინათლეს ატარებს, შეუძლია თქვენი თვალი დააზიანოს მაღალი სიკაშკაშის დონეებზე.<ref>
{{Cite book
 |first=T. |last=Kardos
 |title=Earth science
 |url=http://books.google.com/?id=xI6EDV_PRr4C&pg=PT102
 |page=87
 |publisher= [[J.W. Walch]]
 |year=2003
 |isbn=978-0-8251-4500-1
}}</ref> „[[ჰერშელის სოლი]]“, რომელსაც ასევე „''მზის დიაგონალები“'' ეწოდება, ეფექტიანი და იაფია მცირე [[ტელესკოპი|ტელესკოპებისთვის]]. მზის სინათლე, რომელიც მომართულია [[ოკულარი]]სკენ, აირეკლება შუშის ნაჭრის არამოვერცხლილ ზედაპირზე. წამოსული სინათლის მხოლოდ ძალიან მცირე რაოდენობა აირეკლება, დანარჩენი შუშაში გაივლის და ხელსაწყოს დატოვებს. თუ შუშა გადახურების გამო გატყდა, [[სინათლე]] საერთოდ არ აირეკლება და მოწყობილობა ძალიან სახიფათო ხდება. თუ ჩვეულებრივი ფილტრი დაიმსხვრევა, რომელიც გაშავებული შუშითაა დამზადებული, მზის შუქის მთელი ინტენსივობის შემოსვლას უწყობს ხელს და დამკვირვებლის მხედველობა დიდ საფრთხეშია. უფილტრო ბინოკლს შეუძლია ასჯერ მეტი ენერგია გადასცეს თვალს, რამდენსაც შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებისას იღებს დამკვირვებელი, რაც, სავარაუდოდ, წამიერად დააზიანებს თვალებს. ცნობილია, რომ შუა დღის მზეს თუნდაც ძალიან მცირე ხნით დაკვირვება უფილტრო ტელესკოპით მხედველობაზე სამუდამო დაზიანებას იწვევს.<ref name=Macdonald>{{cite book|last=Macdonald|first=Lee|year=2012|title=How to Observe the Sun Safely|publisher=Springer Science + Business Media|place=New York|chapter=2. Equipment for Observing the Sun|pages=17|doi=10.1007/978-1-4614-3825-0_2|quote=NEVER LOOK DIRECTLY AT THE SUN THROUGH ANY FORM OF OPTICAL EQUIPMENT, EVEN FOR AN INSTANT. A brief glimpse of the Sun through a telescope is enough to cause permanent eye damage, or even blindness. Even looking at the Sun with the naked eye for more than a second or two is not safe. Do not assume that it is safe to look at the Sun through a filter, no matter how dark the filter appears to be.}}</ref>

[[სურათი:Doppelsonne Halo Echzell Hessen 12-08-2012.jpg|thumb|left|[[ჰალო]] [[პარელია]]სთან ერთად]]

[[მზის დაბნელება|მზის ნაწილობრივი დაბნელების]] შეხედვა სახიფათოა, რადგან თვალის [[გუგა]] არ არის ადაპტირებული უჩვეულოდ მაღალ ვიზუალურ კონტრასტს: გუგა ფართოვდება ხედვის არეში არსებული სინათლის მთლიანი რაოდენობის შესაბამისად და არა არეში ყველაზე კაშკაშა ობიექტის შესაბამისად. მზის ნაწილობრივი დაბნელებისას მზის შუქს [[მთვარე]] ბლოკავს, მაგრამ [[ფოტოსფერო]]ს დაუფარავ ნაწილებს ისეთივე ზედაპირის სიკაშკაშე აქვს, როგორიც ჩვეულებრივ დღეს. სრულ სიბნელეში გუგა ~2 მმ-დან ~6 მმ-მდე ფართოვდება და [[ბადურა (თვალი)|ბადურის]] თითოეული [[უჯრედი]], რომელსაც მზის სინათლე ხვდება, 10-ჯერ მეტ სინათლეს იღებს, ვიდრე ჩვეულებრივი მზის ყურებისას. ამის გამო ეს უჯრედები შეიძლება დაზიანდეს ან მოკვდეს, რაც საკმაოდ სახიფათოა.<ref name="Espenak">
{{cite web
 |last=Espenak |first=Fred
 |title=Eye Safety During Solar Eclipses
 |url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety.html
 |publisher=[[NASA]]
 |year=1996
 |accessdate=26 April 1996
}}</ref> ხიფათი გამოუცდელი დამკვირვებლებისა და ბავშვებისათვის შეუმჩნეველია, რადგან ტკივილს ვერ გრძნობენ: უცებვე აშკარა ვერ ხდება, რომ დამკვირვებლის მხედველობა დაზიანდა.

მზის ამოსვლისას ან ჩასვლისას მზის სინათლე შესუსტებულია [[რეილის მიმოფანტვა|რეილისა]] და [[მის მიმოფანტვა|მის მიმოფანტვის]] გამო<ref name=Haber2005>{{Cite journal|last=Haber|first=Jorg|author2=Magnor, Marcus|author3=Seidel, Hans-Peter|title=Physically based Simulation of Twilight Phenomena|year=2005|journal=ACM Transactions on Graphics (TOG)|volume=24|issue=4|pages=1353–1373|doi=10.1145/1095878.1095884|url=http://www.mpi-inf.mpg.de/~magnor/publications/tog05.pdf|format=PDF|ref=harv|accessdate=2014-09-30|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110517074053/http://www.mpi-inf.mpg.de/~magnor/publications/tog05.pdf|archivedate=2011-05-17}}</ref> და ის ზოგჯერ იმდენად მკრთალად ჩანს, რომ შესაძლებელია კომფორტულად დაკვირვება შეუიარაღებელი თვალით ან ფრთხილად ოპტიკის დახმარებით (დამკვირვებელი დარწმუნებული უნდა იყოს,  არ არსებობს რისკი იმისა, რომ ღრუბლებს შორის მოულოდნელად მზის კაშკაშა სინათლე არ გამოჩნდება). [[ნისლი]]ანი მდგომარეობები, ატმოსფერული მტვერი და მაღალი [[ნესტი]]ანობა ხელს უწყობს ამ ატმოსფერულ შესუსტებას.<ref>{{Cite journal|title=Diurnal asymmetries in global radiation|author=I.G. Piggin|journal=Springer|year=1972|volume=20|issue=1|doi=10.1007/BF02243313|pages=41–48|ref=harv|bibcode = 1972AMGBB..20...41P }}</ref>

მზის ჩასვლის შემდეგ ან მზის ამოსვლამდე იშვიათი ოპტიკური ფენომენი ხდება, რომელსაც [[მწვანე ნათება]] ეწოდება. ნათება გამოწვეულია ჰორიზონტს ოდნავ დაბლა მყოფი მზიდან წამოსული სინათლის დამკვირვებლისკენ გადახრით. უფრო მოკლე ტალღის სიგრძის სინათლე (იისფერი, ლურჯი, მწვანე) გრძელებზე (ყვითელი, ნარინჯისფერი, წითელი) უფრო მეტად იხრება, მაგრამ იისფერი და ლურჯი უფრო იფანტება, შედეგად კი რჩება სინათლე, რომელსაც მწვანედ აღვიქვამთ.<ref>{{cite web
 |title=The Green Flash
 |url=http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml
 |publisher=BBC
 |accessdate=10 August 2008
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081216135504/http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml
 |archivedate=16 დეკემბერი 2008
 }}</ref>

მზიდან წამოსულ [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერ სინათლეს]] ანტისეპტიკური თვისებები აქვს და მისი გამოყენება შესაძლებელია წყლისა და ხელსაწყოების დეზინფექცირებისთვის. ის ასევე იწვევს გარუჯვას და სხვა სამედიცინო ეფექტებიც აქვს, მაგალითად [[ვიტამინი D]]-ს წარმოქმნა. ულტრაიისფერ სხივებს [[დედამიწა|დედამიწის]] [[ოზონის შრე]] მნიშვნელოვნად ასუსტებს, ამიტომ მათი ინტენსივობა მნიშვნელოვნად იცვლება სხვადასხვა განედზე და ნაწილობრივ ბიოლოგიურ ადაპტაციებსაც განაპირობებს, მათ შორის, [[პლანეტა|პლანეტის]] სხვადასხვა რეგიონში მცხოვრები მოსახლეობის კანის ფერსაც.<ref>
{{Cite journal
 |last=Barsh |first=G.S.
 |title=What Controls Variation in Human Skin Color?
 |journal=[[PLoS Biology]]
 |volume=1
 |issue=1 |page=e7
 |year=2003
 |pmid=14551921
 |pmc=212702
 |doi=10.1371/journal.pbio.0000027
 |ref=harv
}}</ref>

{{მრავალი სურათი
| ზონა     = center
| ჯამური სიგანე    = 600
| ფაილი1    = Actual_Sunrise.jpeg
| წარწერა1  = <center>დედამიწიდან დანახული მზის ამოსვლა</center>
| ფაილი2    = Actual_Sunset.jpg
| წარწერა2  = <center>დედამიწიდან დანახული მზის ჩასვლა.</center>
}}

==იხილეთ აგრეთვე==
* [[მზის მასა]]
* [[მზის რადიუსი]]
* [[მზის სიკაშკაშე]]
* [[მზის სისტემა]]
* [[ვარსკვლავი]]
* [[გალაქტიკა]]
* [[პლანეტა]]

==რესურსები ინტერნეტში==
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ ნასას SOHO (Solar & Heliospheric Observatory - მზისა და ჰელიოსფეროს ობსერვატორია) თანამგზავრი]
* [http://www.nso.edu/ ეროვნული მზის ობსერვატორია] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140408014721/http://www.nso.edu/ |date=2014-04-08 }}
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-30-the-sun-spots-and-all/ Astronomy Cast: მზე]
* [http://www.boston.com/bigpicture/2008/10/the_sun.html მზის თვალწარმტაცი სურათების კოლექცია] ([[The Boston Globe]])
* [http://www.acrim.com/ მზის სიკაშკაშის თანამგზავრული დაკვირვებები] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170611210135/http://acrim.com/ |date=2017-06-11 }}
* [http://www.suntrek.org/ Sun|Trek, შემეცნებითი გვერდი მზის შესახებ]
* [http://www.solarphysics.kva.se/ The Swedish 1-meter Solar Telescope (შვედური 1 მეტრიანი მზის ტელესკოპი), SST] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050518081349/http://www.solarphysics.kva.se/ |date=2005-05-18 }}
* [http://alienworlds.glam.ac.uk/sunStructure.html მზის სტრუქტურის ახსნა ანიმაციით] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110810133537/http://alienworlds.glam.ac.uk/sunStructure.html |date=2011-08-10 }} (University of Glamorgan)
* [http://www.youtube.com/watch?v=qpMRtvFD8ek&hl=fr Animation - მზის მომავალი]
* [http://science.nasa.gov/headlines/y2010/12mar_conveyorbelt.htm Solar Conveyor Belt Speeds Up] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100315111135/http://science.nasa.gov/headlines/y2010/12mar_conveyorbelt.htm |date=2010-03-15 }} - [[ნასა]]ს ფოტოები და ბმულები მეცნიერებაზე

== სქოლიო ==
<div style="height:250px; overflow:auto; padding:3px; border:1px solid #aaa;" class="scrollbox">
{{სქოლიო|2}}
</div>

{{მზის სისტემა}}
{{ვარსკვლავი}}

[[კატეგორია:ვარსკვლავები]]
[[კატეგორია:მზე]]
[[კატეგორია:ასტრონომია]]
[[კატეგორია:პლაზმური ფიზიკა]]