მზე

ბმულების რედაქტირება
მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
ვიკიპედიის რედაქტორების გადაწყვეტილებით, სტატიას „მზე“ მინიჭებული აქვს რჩეული სტატიის სტატუსი. მზე ვიკიპედიის საუკეთესო სტატიების სიაშია.
ტერმინს „მზე“ აქვს სხვა მნიშვნელობებიც, იხილეთ მზე (მრავალმნიშვნელოვანი).
მზე ☉
ყალბი ფერებით შექმნილი მზის ფოტო (გადაღებულია 2015 წლის 18 თებერვალს)
ყალბი ფერებით შექმნილი მზის ფოტო (გადაღებულია 2015 წლის 18 თებერვალს)

მზის სურათი, რომელზეც ასახულია ზედაპირის ტურბულენტობა. (ავტორი: ნასა-მდო, გადაღებულია 2015 წლის 1-ლ იანვარს)
დაკვირვებათა მონაცემები
საშუალო მანძილი
დედამიწიდან		 1,496x108
8 წთ. 19 წმ. სინათლის სიჩქარეზე
ვიზუალური სიკაშკაშე (V) −26,74[1]
აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე 4,83[1]
სპექტრული კლასიფიკაცია G2V
მეტალურობა Z = 0,0122[2]
კუთხური ზომა 31,6–32,7′[3]
ზედსართავი მზიური
ორბიტალური მახასიათებლები
საშუალო მანძილი
ირმის ნახტომის ბირთვიდან		 ≈2,7×1017 კმ.
27200 სინათლის წელიწადი
გალაქტიკური პერიოდი (2,25–2,50)×108 წელიწადი
სიჩქარე ≈220 კმ/სთ (გალაქტიკის ცენტრის გარშემო ორბიტისა)
≈20 კმ/წმ (ვარსკვლავთშორის სამეზობლოში არსებული ვარსკვლავების საშუალო სიჩქარის მიმართ)
≈370 კმ/წმ[4] (კოსმოსური მიკროტალღური ფონის მიმართ)
ფიზიკური მახასიათებლები
ეკვატორული რადიუსი 696342 ± 65 კმ.[5]
109 × დედამიწისა[6]
ეკვატორის სიგრძე 4,3796 კმ.[6]
109 × დედამიწისა[6]
სიბრტყელე 9×10-6
ასაკი 6,09×1012 კმ.2[6]
12000 × დედამიწისა[6]
მოცულობა 1,41×1018 კმ3[6]
1300000 × დედამიწისა
მასა (1,98855±0,00025)×1030 კგ.[1]
333000 × დედამიწისა[1]
საშუალო სიმკვრივე 1,408 გ/სმ3
1,408×103 კგ/მ3[1][6][7]
0.255 × დედამიწისა[1][6]
სიმკვრივე ცენტრში (მოდელირებული) 1,622×102 გ/სმ3
1.622×105 კგ/მ3[1]
ეკვატორიული ზედაპირის გრავიტაცია 274,0 მ/წმ2[1]
27,94 g
27542.29
კოსმოსური სიჩქარე
(ზედაპირიდან)		 617,7 კმ/წმ[6]
55 × დედამიწისა[6]
ტემპერატურა ცენტრში (მოდელირებული) 1,57×107 K[1]
ფოტოსფეროსი: 5778 K[1]
გვირგვინისა: ≈ 5×106
სიკაშკაშე (Lმზე) 3,846×1026 ვ[1]
≈ 
საშუალო გამოსხივება (Iმზე) 2,009×107u=ვ·მ−2·სრ−1
≈4,6 მილიარდი წელიწადი[8][9]
ბრუნვითი მახასიათებლები
ღერძული დახრა 7,25°[1]
(ეკლიპტიკის მიმართ)
67.23°
(გალაქტიკის სიბრტყის მიმართ)
პირდაპირი ასვლა
ჩრდილოეთ პოლუსზე[10]		 286,13°
19 სთ. 4 წთ. 30 წმ.
დახრილობა
ჩრდილოეთ პოლუსის მიმართ		 +63,87°
63° 52' ჩრდილოეთი
სიდერული ბრუნვის პერიოდი
(ეკვატორზე)		 25,05 დღე[1]
(16° განედზე) 25,38 დღე[1]
25 დ. 9 სთ. 7 წთ. 12 წმ.[10]
(პოლუსებზე) 34,4 დღე[1]
ბრუნვის სიჩქარე
(ეკვატორზე)		 7,189×103 კმ/სთ[6]
ფოტოსფეროს შედგენილობა მასის მიხედვით
წყალბადი 73,46 %[11]
ჰელიუმი 24,85 %
ჟანგბადი 0,77 %
ნახშირბადი 0,29 %
რკინა 0,16 %
ნეონი 0,12 %
აზოტი 0,09 %
სილიციუმი 0,07 %
მაგნიუმი 0,05 %
გოგირდი 0,04 %

მზე (სიმბოლო: ☉) — მზის სისტემის ცენტრში მდებარე ერთადერთი ვარსკვლავი. ის თითქმის იდეალურად სფერულია და შედგება ცხელი პლაზმისგან, რომელშიც ჩაქსოვილია მაგნიტური ველები.[12][13] მზის დიამეტრი დაახლოებით 1 392 684 კილომეტრია[5] — დედამიწის დიამეტრზე 109-ჯერ დიდი. მისი მასა (1.989×1030 კილოგრამი; დედამიწის მასას დაახლოებით 330 000-ჯერ აღემატება) მზის სისტემის მთლიანი მასის 99,86 %-ს მოიცავს.[14] ქიმიურად, მზის მასის 3/4-ს წყალბადი შეადგენს, ხოლო დანარჩენი უმეტესად ჰელიუმია. დარჩენილი 1,69 % (რომელიც დედამიწის მასას 5600-ჯერ აღემატება) მოიცავს მძიმე ელემენტებს, როგორებიცაა: ჟანგბადი, ნახშირბადი, ნეონი, რკინა და სხვა.[15]

მზე 4,568 მილიარდი წლის წინ ჩამოყალიბდა[16][17] დიდ მოლეკულურ ღრუბელში არსებულ რეგიონის 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 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 ატმოსფეროს მიერ ლურჯი სინათლის გაფანტვის გამო.[18] სპექტრული კლასის მიხედვით, G2 მიუთითებს ზედაპირის ტემპერატურას (დაახლ. 5505 °C) და V მიუთითებს, რომ მზე, სხვა ვარსკვლავების მსგავსად, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავია და, აქედან გამომდინარე, ენერგიას წარმოქმნის წყალბადის ჰელიუმად სინთეზით. მზე თავის ბირთვში 620 მილიონი ტონა წყალბადის სინთეზს ახდენს წამში.[19][20]

ერთ დროს ასტრონომები მზეს პატარა და შედარებით შეუმჩნეველ ვარსკვლავად აღიქვამდნენ, მაგრამ ახლა მიჩნეულია, რომ იგი ირმის ნახტომში არსებული ვარსკვლავების 85 %-ზე კაშკაშაა, რომელთა უმეტესობა წითელი ჯუჯებია.[21][22] მზის აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე +4,83-ია. თუმცა, რადგანაც მზე დედამიწასთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავია, ის ნებისმიერ ობიექტზე კაშკაშაა ცაზე, რომლის ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე -26,74-ია.[23][24] 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 მზიურ ქარს — დამუხტული ნაწილაკების ნაკადი, რომელიც ფართოვდება ჰელიოპაუზამდე, 100 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე. ჰელიოსფერო (ბურთულის მსგავსი სტრუქტურა), რომელიც ვარსკვლავთშორის სივრცეში მზიურმა ქარმა წარმოქმნა, არის უდიდესი უწყვეტი სტრუქტურა მზის სისტემაში.[25][26]

ამჟამად მზე ადგილობრივი ვარსკვლავთშორისი ღრუბლით (G-ღრუბელთან ახლოს) ადგილობრივი ბურთულის ზონაში მოძრაობს — ირმის ნახტომის ორიონის მკლავის შიდა რგოლში.[27][28] 17 სინათლის წლის რადიუსით (დედამიწიდან) უახლოესი 50 ვარსკვლავური სისტემიდან (უახლოესი არის პროქსიმა კენტავრი, რომელიც 4,2 სინათლის წლითაა დაშორებული დედამიწიდან) მზე მეოთხეა მასით.[29] 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 ფონის (კმფ) შესაბამისად ჰიდრის თანავარსკვლავედის მიმართულებით 550 კმ/წმ სიჩქარით მოძრაობს, მზის ტოლქმედი სიჩქარე კმფ-ს მიმართ არის დაახლოებით 370 კმ/წმ ფიალის ან ლომის თანავარსკვლავედის მიმართულებით.[30]

დედამიწასა და მზეს შორის საშუალო მანძილი 1 ასტრონომიული ერთეულია (150 000 000 კილომეტრი), თუმცა დისტანცია იცვლება, როცა დედამიწა გადაინაცვლებს პერიჰელიუმიდან (იანვარში) აფელიუმში (ივლისში).[31] ამ საშუალო მანძილზე სინათლეს მზიდან დედამიწამდე მისაღწევად დაახლოებით 8 წუთი და 19 წამი სჭირდება (იხ. სინათლის სიჩქარე). მზის სინათლის ენერგია დედამიწაზე არსებულ სიცოცხლის თითქმის[32] ყველა ფორმას არჩენს ფოტოსინთეზით[33] 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

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 მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავია, რომელიც მზის სისტემის მასის 99,86 %-ს შეადგენს. ის თითქმის იდეალური სფეროა, რომელიც 9 მემილიონედითაა შეკუმშული, რაც ნიშნავს იმას, რომ პოლარული დიამეტრი ეკვატორული დიამეტრისაგან 10 კილომეტრით განსხვავდება. იმის გამო, რომ მზე პლაზმურ მდგომარეობაშია და მყარი არაა, ის ბევრად სწრაფად ბრუნავს ეკვატორზე, ვიდრე პოლუსებზე. ამ ქცევას დიფერენციალური ბრუნვა ეწოდება და გამოწვეული მზეში კონვექციითა და მასის მოძრაობით. ამ მასას 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), ვარსკვლავის ხილული ბრუნვა ეკვატორზე დაახლოებით 28 დღეა. ამ ნელი ბრუნვის ცენტრიდანული ეფექტი 18 მილიონჯერ სუსტია, ვიდრე მზის ეკვატორზე ზედაპირის გრავიტაცია. პლანეტების გრავიტაციული გავლენა ბევრად სუსტია და მნიშვნელოვნად არ მოქმედებს მზის ფორმაზე.

მზე I პოპულაციის (ან მძიმე ელემენტებით მდიდარი) ვარსკვლავია. მზის ფორმირება შესაძლებელია ერთი ან რამდენიმე ახლოს მდებარე ზეახლის ანთების დარტყმითი ტალღით დაიწყო. ეს მოსაზრება იმიტომ გაჩნდა, რომ მზის სისტემაში მძიმე ელემენტების უხვი რაოდენობაა (როგორებიცაა ოქრო და ურანი) ე.წ. 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 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 სრული დაბნელებისას, როდესაც ფოტოსფეროს მთვარე აბნელებს, მზის გარშემო გვირგვინის დანახვა ადვილადაა შესაძლებელი.

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

ბირთვი

მზის სტრუქტურა

მიჩნეულია, რომ მზის ბირთვი ცენტრიდან მზის რადიუსის 20-25 %-მდე ფართოვდება.[34] მისი სიმკვრივე 150 გ/სმ3-ია[35][36] (წყლის სიმკვრივეზე 150-ჯერ მეტი), ხოლო ტემპერატურა 15,7 მილიონ კელვინს აღწევს.[36] 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.[34] მზის სიცოცხლის უმეტეს ნაწილში ენერგია ბირთვული სინთეზით წარმოიქმნება. ეს ხდება ე.წ. პროტონ-პროტონული ჯაჭვის ეტაპებით; ეს პროცესი წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის.[37] მზის ენერგიის მხოლოდ 0,8 % წარმოიქმნა ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლით.[38]

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 ვარსკვლავს ის ენერგია აცხელებს, რომელიც ბირთვიდან წამოსული გამოსხივებით გადაეცემა კონვექციურ ფენებს. სინთეზის მიერ წარმოქმნილმა ენერგიამ მრავალი მომდევნო ფენა უნდა გაიაროს, რომ ფოტოსფეროს მიაღწიოს და საბოლოოდ კოსმოსში ფოტონად გამოსხივდეს ან ნაწილაკების კინეტიკურ ენერგიად გადაიქცეს.[19][39]

პროტონ-პროტონული ჯაჭვი წამში 9,2×1037-ჯერ ხდება ბირთვში. იმის გამო, რომ ეს რეაქცია 4 თავისუფალ პროტონს (წყალბადის ბირთვებს) იყენებს, ის ყოველ წამში დაახლოებით 3,7×1038 პროტონს ალფა ნაწილაკებად (ჰელიუმის ბირთვები) გარდაქმნის (მთლიანობაში ~8,9×1056 თავისუფალ პროტონს მზეში), ან 6,2×1011 კილოგრამს წამში.[19] რადგანაც წყალბადის ჰელიუმად სინთეზი სინთეზირებული მასის 0,7 %-ს ასხივებს ენერგიად,[40] მზის მიერ გამოცემული ენერგია მასა-ენერგიის გადაქცევის ტემპით არის 4,26 მილიონი ტონა წამში, ან 384,6 იოტავატი (3,846×1026 W),[1] ან 9,192×1010 მეგატონა TNT-ს წამში.

სინთეზის მიერ წარმოებული სიმძლავრე ბირთვში მზის ცენტრიდან მანძილთან ერთად იცვლება. თეორიული მოდელების შეფასებით, მზის ცენტრში არსებული სიმძლავრე 276,5 ვ/მ3-ია[41] - 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.[42][43]

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.[44] ამის საპირისპიროდ, ნეიტრინოებს, 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.[45]

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.[46]

მასხივებელი ზონა

მზის მსგავსი ვარსკვლავის შინაგანი სტრუქტურა

0,7 მზის რადიუსის ქვემოთ მზის მატერია იმდენად ცხელი და მკვრივია, რომ თერმული გამოსხივება ენერგიის ბირთვიდან გადაცემის ძირითადი წყაროა.[47] ამ ზონას თერმული კონვექცია არ აწესრიგებს. თუმცა, ტემპერატურა 7 მილიონიდან 2 მილიონ კელვინამდე ეცემა ბირთვიდან ზრდად მანძილზე.[36] ეს ტემპერატურული გრადიენტი ბევრად ნაკლებია, ვიდრე ადიაბატური გადახრის ტემპის მნიშვნელობა და, აქედან გამომდინარე, კონვექციას ვერ ახერხებს. ენერგია გადაეცემა გამოსხივებით — წყალბადისა და ჰელიუმის იონები ფოტონებს ასხივებს, რომლებიც ძალიან მოკლე მანძილს გადის სხვა იონების მიერ ხელახლა შთანთქმამდე. სიმკვრივე ასჯერ მცირდება (20 გ/სმ3-დან 0,2 გ/სმ3-მდე) 0,25 მზის რადიუსიდან მასხივებელი ზონის ზედა ნაწილამდე.[47]

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.[48] 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.[36]

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 ატომები სრულად 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 ფოტოსფეროდან 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 K-მდე ეცემა, ხოლო სიმკვრივე — 0,2 გ/მ3-მდე (ზღვის დონეზე ჰაერის სიმკვრივის დაახლოებით 1/6000).[36]

მცირე ბენარის უჯრედები დედამიწაზე, რომელიც დამზადებულია აცეტონისა და ოქროს 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.[36] მზის თერმული სვეტები ბენარის უჯრედებია და ექვსკუთხა პრიზმის ფორმა აქვს.[49]

ფოტოსფერო

მთავარი სტატია: ფოტოსფერო.
მზის ეფექტიანი ან შავი სხეულის ტემპერატურა (5777 კელვინი) ის ტემპერატურაა, რომელიც იმავე ზომის 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— იონების კლებადი რაოდენობით, რომლებიც ხილულ სინათლეს ადვილად შთანთქავს.[50] ამის საპირისპიროდ, ხილული სინათლე, რომელსაც ჩვენ ვხედავთ, წარმოიქმნება მაშინ, როცა ელექტრონები რეაქციაში შედის წყალბადის ატომებთან, რომ წარმოიქმნას H— იონები.[51][52] ფოტოსფერო ათობით და ასობით კილომეტრის სისქისაა, რომელიც დედამიწის 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.[50] მზის სინათლის სპექტრს დაახლოებით შავი სხეულის გამოსხივების სპექტრი აქვს დაახლოებით 6000 კელვინზე და მიმოიბნევა ფოტოსფეროს მაღლა მდებარე გათხელებულ ფენებში ატომური შთანმთქმელი ხაზებით. ფოტოსფეროს ნაწილაკური სიმკვრივე დაახლოებით 1023 მ−3-ია (0,37 % დედამიწის ატმოსფეროში არსებული ნაწილაკების რაოდენობისა, რომელიც ერთ კუბურ მეტრშია). ფოტოსფერო სრულად იონიზირებული არ არის — იონიზაციის განფენილობა დაახლოებით 3 %-ია და თითქმის ყველა წყალბადი ატომურ ფორმაშია.[53]

ფოტოსფეროს ოპტიკური სპექტრის ადრეული კვლევებისას აღმოჩნდა, რომ ზოგიერთი შთანმთქმელი ხაზი არ უკავშირდება არცერთ ქიმიურ ელემენტს, რომლებიც მაშინ იყო ცნობილი დედამიწაზე. 1868 წელს ნორმან ლოკიერმა ივარაუდა, რომ ეს შთანმთქმელი ხაზები გამოწვეული იყო ახალი ელემენტის მიერ, რომელსაც მან ჰელიუმი უწოდა ბერძნული მზის ღმერთ ჰელიოსის პატივსაცემად. 25 წლის შემდეგ დედამიწაზე ჰელიუმის იზოლირება მოხდა.[54]

ატმოსფერო

მზის სრული დაბნელებისას მზის გვირგვინის დანახვა შეუიარაღებელი თვალითაა შესაძლებელი (მცირე ხნით).

ფოტოსფეროს მაღლა მდებარე ნაწილებს მზის ატმოსფერო ეწოდება.[50] მათი დანახვა ტელესკოპითაა შესაძლებელი, რომლებიც ხილული სინათლიდან გამა სხივების დიაპაზონამდე მუშაობს. ისინი შეიცავს 5 ძირითად ზონას: ტემპერატურულ მინიმუმს, ქრომოსფეროს, გადასვლის რეგიონს, გვირგვინსა და ჰელიოსფეროს.[50]

მზის ყველაზე გრილი ფენა არის ტემპერატურული მინიმუმის რეგიონი, რომელიც ფოტოსფეროდან 500 კმ-თი ზემოთაა. მისი ტემპერატურა დაახლოებით 4100 კელვინია.[50] მზის ეს ნაწილი იმდენად გრილია, რომ მასზე უბრალო მოლეკულები არსებობს, როგორებიცაა ნახშირჟანგი და წყალი, რომელთა დაფიქსირება მათი შთანმთქმელი სპექტრითაა შესაძლებელი.[55]

ქრომოსფერო, გადასვლის რეგიონი და გვირგვინი მზის ზედაპირზე ბევრად ცხელია.[50] ამის მიზეზი ზუსტად არაა დადგენილი. მტკიცებულება მეტყველებს იმაზე, რომ ალფვენის ტალღებს აქვს იმდენი ენერგია, რომ გვირგვინი გაათბოს.[56]

ტემპერატურული მინიმუმის ფენის ზემოთ არის 2000 კმ-ის სისქის ფენა, რომელსაც აკონტროლებს ემისიური და შთანმთქმელი ხაზების სპექტრი.[50] მას ეწოდება ქრომოსფერო, რომელიც ბერძნული სიტყვა chroma-დან (ნიშნავს ფერს), რადგან ქრომოსფერო ჩანს, როგორც ფერადი ნათება მზის სრული დაბნელების დასაწყისისას და დასასრულისას.[47] ქრომოსფეროში ტემპერატურა თანდათანობით იზრდება სიმაღლესთან ერთად და წვერში 20 000 კელვინს აღწევს. ქრომოსფეროს ზედა ნაწილში ჰელიუმი ნაწილობრივ იონიზირებული ხდება.[57]

„ჰინოდის მზის ოპტიკური ტელესკოპის“ მიერ გადაღებული (2007 წლის 12 იანვარს) მზის ეს ფოტო პლაზმის ფილამენტურ ბუნებას წარმოაჩენს, რომელიც განსხვავებული მაგნიტური პოლარულობის რეგიონებს აკავშირებს.

ქრომოსფეროს მაღლა თხელ, დაახლოებით 200 კილომეტრიან გადასვლის რეგიონში ტემპერატურა სწრაფად იზრდება 20 000 კელვინამდე ზედა ქრომოსფეროში, ხოლო გვირგვინის ტემპერატურა 1 000 000 კელვინსაც აღწევს.[58] ტემპერატურის ზრდა მცირდება გადასვლის რეგიონში ჰელიუმის სრული იონიზაციის შედეგად, რომელიც შესამჩნევად ამცირებს პლაზმის მასხივებელ გაგრილებას.[57] გადასვლის რეგიონი კარგად განსაზღვრულ სიმაღლეზე არ მდებარეობს. ის წარმოიქმნის ღრუბლის მსგავს რაღაცას ქრომოსფერული მახასიათებლების ირგვლივ, როგორებიცაა სპიკულები და ფილამენტები, და მუდმივ, ქაოსურ მოძრაობაშია.[47] გადასვლის რეგიონი დედამიწის ზედაპირიდან ადვილად არ ჩანს, თუმცა კოსმოსური ტელესკოპებით ადვილად დაკვირვებადია, რომლებიც მგრძნობიარეა უკიდურესი ულტრაიისფერის მიმართ.[59]

მზის შემდეგი ფენა გვირგვინია. მზის ზედაპირთან მდებარე ქვედა გვირგვინის ნაწილაკური სიმკვრივე დაახლოებით 1015—1016 მ−3-ია.[57] გვირგვინისა და მზიური ქარის საშუალო ტემპერატურა დაახლოებით 1 000 000—2 000 000 კელვინია, თუმცა, უცხელეს რეგიონებში ტემპერატურა 8 მილიონიდან 20 მილიონამდე კელვინს აღწევს.[58] მართალია, სრულყოფილი თეორია არ არსებობს გვირგვინის ასეთი ტემპერატურის ასახსნელად, თუმცა ერთ-ერთი და ყველაზე მიღებული ისაა, რომ მაგნიტური კავშირები იწვევს მის ასეთ გაცხელებას.[58][60] გვირგვინი მზის გაფართოებული ატმოსფეროა, რომლის მოცულობა ბევრად დიდია, ვიდრე მზის ფოტოსფეროს 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 სისტემაში.[60]

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,[61] დაახლოებით 0,1 ასტრონომიულ ერთეულზე. ჰელიოსფეროში არსებულ ტუბრულენტურ და დინამიკურ ძალებს არ ძალუძს მზის გვირგვინის ფორმაზე გავლენის მოხდენა, რადგან ინფორმაცია მხოლოდ ალფვენის ტალღების სიჩქარით მოძრაობს. მზიური ქარი მოძრაობს ჰელიოსფეროში გარე მიმართულებით განუწყვეტლივ და წარმოქმნის სპირალური ფორმის მზის მაგნიტურ ველებს მანამდე,[60] სანამ ის არ შეეჯახება ჰელიოპაუზას, რომელიც მზიდან 50 ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული. 2004 წელს „ვოიაჯერ 1-მა“ ჩაუარა რეგიონს, რომელიც ჰელიოპაუზის ნაწილი ეგონათ. ვოიაჯერების ორივე ზონდმა ენერგეტიკული ნაწილაკების უფრო მაღალი დონე აჩვენა, როცა საზღვარს უახლოვდებოდნენ.[62]

ჰელიოსფერო, რომელიც მზის სისტემის გარე ნაწილებამდე ფართოვდება, ბევრად შორს, ვიდრე პლუტონის ორბიტა, მდებარეობს ჰელიოპაუზის დასასრულს, რომელიც, თავის მხრივ, მზის გავლენის დასასრულია და საზღვარია ვარსკვლავთშორის სივრცესთან.

მაგნიტური ველი

მთავარი სტატია: მზის მაგნიტური ველი.
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 ვარსკვლავის ზედაპირიდან.
ჰელიოსფერული ნაკადის ფენა მზის სისტემის გარე ნაწილებამდე იჭიმება.[63]

მზე მაგნიტურად აქტიური ვარსკვლავია. ის წარმოქმნის ძლიერ, ცვალებად მაგნიტურ ველს, რომელიც წელიწადის განმავლობაში იცვლება და აქტივობას ყოველ 11 წელიწადში იცვლის — მზის მინიმუმიდან მზის მაქსიმუმისზე გადადის და პირიქით.[64] 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 სისტემის გავლით ავრცელებს.[65] მზიური აქტივობის ეფექტები დედამიწაზე არის ჩრდილოეთისა და სამხრეთის ციალი მაღალ განედებზე და რადიოკომუნიკაციისა და ელექტროენერგიის დახშობა. მიჩნეულია, რომ მზიურმა აქტივობებმა უზარმაზარი როლი ითამაშა მზის სისტემის ფორმირებასა და ევოლუციაში. ის დედამიწის გარე ატმოსფეროს სტრუქტურას ცვლის.[66]

მზეში არსებული ყველა მატერია გაზურ მდგომარეობაშია, ხოლო მაღალ ტემპერატურებზე 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 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.[67][68]

მზის მაგნიტური ველი მზეზე საკმაოდ შორს ვრცელდება. მაგნეტიზირებული მზიური ქარის პლაზმა მზის მაგნიტური ველი კოსმოსში გადააქვს და წარმოქმნის ე.წ. პლანეტათაშორის მაგნიტურ ველს.[60] 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.[60] დიდ მასშტაბებზე მზის მოძრაობა მაგნიტურ ველსა და ნაკადის ფენას გრეხს არქიმედესეული სპირალის მსგავს სტრუქტურად, რომელსაც პარკერის სპირალი ეწოდება.[60] პლანეტათაშორისი მაგნიტური ველი მზის მაგნიტური ველის დიპოლურ კომპონენტზე ბევრად ძლიერია. მზის დიპოლური 50-400 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.[69] სხვადასხვაობა გამოწვეულია მზის გარშემო არსებულ პლაზმაში ელექტრული დინებების მიერ წარმოქმნილი მაგნიტური ველების გამო.

ქიმიური შედგენილობა

მზის ეს ფოტო გადაღებულია 2006 წელს გაშვებული STEREO-ს მიერ
ვიკიციტატა
„ქიმიკოსის გადმოსახედიდან ვარსკვლავის შიგნეულობა... მოსაწყენია — აქ ვერ შეხვდებით ვერც ერთ მოლეკულას — როალდ ჰოფმანი[70]“

მზე ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმისაგან შედგება: ისინი მზის მასის 74,9 %-სა და 23,8 %-ს, შესაბამისად, მოიცავს ფოტოსფეროში.[71] ამათზე მძიმე ყველა ელემენტი, რომელთაც ასტრონომიაში 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 %).[72]

მზეს თავისი ქიმიური შედგენილობა იმ ვარსკვლავურმა სივრცემ უანდერძა, სადაც იგი წარმოიქმნა. მზეში ჰელიუმი და წყალბადი დიდი აფეთქების ნუკლეოსინთეზით წარმოიქმნა, ხოლო მეტალები ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზით იმ ვარსკვლავთა თაობაში წარმოიქმნა, რომლებმაც თავიანთი ვარსკვლავური ევოლუცია დაამთავრა და თავიანთი მატერია ვარსკვლავთშორის სივრცეში დააბრუნეს. ეს კი მზის წარმოქმნამდე მოხდა.[73] მიჩნეულია, რომ ფოტოსფეროს ქიმიური შედგენილობა მზის სისტემის თავდაპირველი შედგენილობის წარმომადგენელია.[74] თუმცა, მას შემდეგ, რაც მზე წარმოიქმნა, გარკვეული რაოდენობის ჰელიუმი და მძიმე ელემენტები გრავიტაციულად გავრცელდა ფოტოსფეროდან. აქედან გამომდინარე, ფოტოსფეროს დღევანდელი ჰელიუმის ნაწილი შემცირებულია და მეტალურობა სულ რაღაც 84 %-ია იმისა, რაც იყო პროტოვარსკვლავურ ფაზაში (სანამ ბირთვში ნუკლეოსინთეზი დაიწყებოდა). მეცნიერება აღადგინეს პროტოვარსკვლავი მზის შედგენილობა, რომელიც ასეთი იყო: 71,1 % წყალბადი, 27,4 % ჰელიუმი და 1,5 % მეტალები.[71]

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.[75]

„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.[76]

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 მეტეორიტები პროტოვარსკვლავი მზის შედგენილობას ინახავს. ეს მეთოდები საყოველთაოდ მიღებულია და უთანხმოებას არ იწვევს.[15]

ცალკეული იონიზირებული რკინის ჯგუფები

1970-იანებში მრავალი კვლევა მიმართული იყო მზეში არსებული რკინის ჯგუფების ელემენტების სიმრავლისკენ.[77][78] მიუხედავად იმისა, რომ მნიშვნელოვანი კვლევა ჩატარდა, რკინის ჯგუფის ელემენტების (მაგალითად, კობალტი და მანგანუმი) განსაზღვრა კვლავ რთული იყო 1978 წლამდე.[77]

ცალკეული იონიზირებული რკინის ჯგუფების ოსცილატორების სიმტკიცეების პირველი დიდი მასშტაბის ნაკრები ხელმისაწვდომი 1960-იან წლებში გახდა[79] და გაუმჯობესებული ოსცილატორების სიმტკიცეები 1976 წელს იქნა გამოთვლილი.[80] 1978 წელს რკინის ჯგუფის „ცალკეული იონიზირებული“ ელემენტთა სიუხვე იქნა გამოთვლილი.[77]

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

მზიური ციკლის ცვალებადობის მონაცემები, რომელიც უკანასკნელი 30 წლის მანძილზე შეგროვდა.
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 ველების მიერ, რომელიც ამცირებს ენერგიის გადატანას ცხელი შიდა ნაწილებიდან ზედაპირამდე. მაგნიტური ველი გვირგვინს ძალიან აცხელებს, რის შედეგადაც წარმოიქმნება აქტიური რეგიონები, რომლებიც ინტენსიური მზიური ამოფრქვევებისა და გვირგვინული მასის გამოტყორცნის წყაროა. უდიდესი მზის ლაქები შესაძლებელია ათი ათასობით კილომეტრზე იყოს გადაჭიმული.[81]

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.[82]

მზიურ ციკლს უდიდესი გავლენა აქვს კოსმოსურ ამინდსა და დედამიწის კლიმატზე, რადგან მზის სიკაშკაშე პირდაპირ კავშირშია ჩვენი პლანეტის მაგნიტურ აქტივობებთან.[83] მზის აქტიურობის მინიმუმი მიისწრაფვის დაბალი ტემპერატურებისაკენ, ხოლო საშუალო მზიურ ციკლზე გრძელი ციკლები კი — ცხელი ტემპერატურებისკენ. XVII საუკუნეში 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, ევროპაში უჩვეულოდ ცივი ტემპერატურები იყო.[84][85]

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 ციკლებმა.[86][87]

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 წყალბადის სინთეზი შეწყდება, მზე მკაცრ ცვლილებებს განიცდის — გარეგნულადაც და შინაგანადაც.

წარმოქმნა

მზე 4,57 მილიარდი წლის წინ გიგანტური მოლეკულური ღრუბლის ნაწილის გრავიტაციული კოლაფსის შედეგად წარმოიქმნა, რომელიც უმეტესად წყალბადითა და ჰელიუმით იყო გაჯერებული და რომელმაც სხვა მრავალი ვარსკვლავიც დაბადა.[88] ეს ასაკი გამოთვლილია ვარსკვლავური ევოლუციის კომპიუტერული მოდელებითა და ნუკლეოკოსმოქრონოლოგიით.[89] შედეგი შეთავსებულია მზის სისტემის უძველესი მატერიის რადიომეტრულ დათარიღებასთან, რომელიც 4,567 მილიარდი წლისაა.[90][91] უძველესი მეტეორიტების კვლევამ გამოავლინა მცირე სიცოცხლიანი იზოტოპების სტაბილური ბირთვები, როგორიცაა რკინა-60, რომელიც მხოლოდ აფეთქებადი, მოკლე ხნიანი სიცოცხლის ვარსკვლავებში წარმოიქმნება. ეს მიუთითებს იმაზე, რომ ერთი ან მეტი ზეახალი უნდა მომხდარიყო მზის წარმოქმნის ადგილის მახლობლად. ახლო ზეახლიდან წამოსულმა დარტყმითმა ტალღამ დაიწყო მზის ფორმირების პროცესი მოლეკულურ ღრუბელში გაზების შეკუმშვით და გარკვეული რეგიონების გრავიტაციული კოლაფსი გამოიწვია.[92] როცა ღრუბლის ერთმა ნაწილმა დაიწყო კოლაფსი, მან ბრუნვაც დაიწყო კუთხური მომენტის კონსერვაციის გამო და გაცხელდა ზრდადი წნევით. მასის უმეტესობა ცენტრში კონცენტრირდა, ხოლო დანარჩენი დისკოს ფორმით გარს შემოეხვია, რომლისგანაც წარმოიქმნა პლანეტები და მზის სისტემის სხვა სხეულები. ღრუბლის ბირთვში გრავიტაციამ და წნევამ წარმოქმნა უზარმაზარი სითბო, როდესაც ის უფრო და უფრო მეტ გაზს მიიზიდავდა გარშემორტყმული დისკოდან. საბოლოოდ კი დაიწყო თერმობირთვული სინთეზი. ასე რომ, მზე დაიბადა.

მთავარი მიმდევრობა

მზის სიკაშკაშის, რადიუსისა და ტემპერატურის ევოლუცია ამჟამინდელ მზესთან შედარებით. [93]

მზემ მთავარი მიმდევრობის ფაზის დაახლოებით ნახევარი გაიარა, რომლის დროსაც თერმობირთვული სინთეზი მის ბირთვში წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის. ყოველ წამში მზის ბირთვში 4 მილიონ ტონაზე მეტი მატერია გარდაიქმნება ენერგიად და შედეგად ნეიტრინოები და მზიური რადიაცია წარმოიქმნება. ამ ტემპით, მზემ უკვე 100 დედამიწის მასის მატერია გარდაქმნა ენერგიად. მზე დაახლოებით 10 მილიარდი წელი იქნება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი.[94]

ბირთვში არსებული წყალბადის გამოლევის შემდეგ

ამჟამინდელი მზის (მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი) ზომის შედარება მის ზომასთან, როდესაც ის წითელ გიგანტად გადაიქცევა მომავალში.

მზეს საკმარისი მასა არ აქვს, რომ ზეახლად გადაიქცეს. ამის ნაცვლად ის დატოვებს მთავარ მიმდევრობას დაახლოებით 5,4 მილიარდ წელიწადში და დაიწყებს წითელ გიგანტად გადაქცევას. გამოთვლების თანახმად, მზე იმ ზომამდე გაიზრდება, რომ ის შთანთქავს მზის სისტემის შიდა პლანეტების, დედამიწის ჩათვლით, ორბიტებს.[95][96]

სანამ მზე წითელი გიგანტი გახდება, მისი სიკაშკაშე თითქმის ორმაგი იქნება, ხოლო დედამიწა ახლანდელ ვენერაზე 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.[96]

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 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.[96]

როდესაც ჰელიუმი გამოილევა, მზე გაიმეორებს იმ გაფართოებას, რომელიც წყალბადის 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.[97] 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.[96] მზისთვის 4 თერმული პულსია ნაწინასწარმეტყველევი, სანამ ის მთლიანად დაკარგავს გარე შრეს და დაიწყებს პლანეტური ნისლეულის 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.[98][99]

დედამიწის ბედი

მზის წითელ გიგანტად გადაქცევის შემდეგ მდგომარეობა დედამიწაზე. ამ ფაზაში სიცოცხლის ყველა ფორმა გადაშენებულია (მხატვრის წარმოსახვა).

დიდი ხნის შემდეგ დედამიწაზე არსებული წყალი და მისი ატმოსფეროს უმეტესობა საბოლოოდ კოსმოსში გაიფანტება. მზის მთავარ მიმდევრობაში სიცოცხლისას ის ბევრად კაშკაშა ხდება (10 %-ით ყოველ 1 მილიარდ წელიწადში). მზის ზედაპირის ტემპერატურა თითქმის ყოველთვის მუდმივია. სიკაშკაშის ზრდა ძირითადად გამოწვეულია რადიუსის 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.[100][101] მეცნიერები მიიჩნევენ, რომ დედამიწა მზის წითელ გიგანტად გადაქცევას ვერ გადაიტანს. როცა მზე ყველაზე დიდი იქნება, მისი რადიუსი დედამიწის ამჟამინდელი ორბიტის გაღმა იქნება, ანუ 1 ასტრონომიული ერთეული (1,5×1011 მ.) — ამჟამინდელზე 250-ჯერ დიდი.[100] იმ დროისათვის, როდესაც მზე ასიმტოტურ გიგანტურ განშტოებას მიაღწევს, პლანეტების ორბიტები წინ წაინაცვლებს მზის ამჟამინდელი მასის 30%-ის დაკარგვის გამო. ამ მასის უმეტესობა მზიური ქარის ინტენსივობის ზრდის გამო დაიკარგება. აგრეთვე მიქცევა-მოქცევის აჩქარება დედამიწას უფრო მაღალი ორბიტისკენ უბიძგებს (იგივე, რასაც დედამიწა უკეთებს მთვარეს). მხოლოდ ეს რომ იყოს, სავარაუდოდ დედამიწა მზისგან იზოლირებული დარჩებოდა. თუმცა ამჟამინდელი კვლევები იმაზე მეტყველებს, რომ მზის წითელ გიგანტად გადაქცევის შემდეგ დედამიწა შთაინთქმება გრავიტაციული შენელების გამო.[100]

მზის სინათლე

მერკურიდან, ვენერადან, დედამიწიდან, მარსიდან, იუპიტერიდან, სატურნიდან, ურანიდან, ნეპტუნიდან და პლუტონიდან მზის ხილული ზომების შედარება

მზის სინათლე დედამიწის ენერგიის ძირითადი წყაროა. წყარო ენერგიისაა, რომელსაც დედამიწას აქვს, არის სხვა ვარსკვლავების კატაკლიზმური სიკვდილის შედეგად წარმოქმნილი შერწყმადი მატერიები. ეს შერწყმადი მატერიები დედამიწის ქერქშია ჩაჭერილი, რომელიც გეოთერმული ენერგიის წყაროა. ეს უკანასკნელი განაგებს ვულკანიზმს დედამიწაზე და ასევე კაცობრიობას საშუალებას აძლევს, ბირთვული რეაქტორები საწვავით მოამარაგოს. მზიური მუდმივა არის სიმძლავრის რაოდენობა, რომელიც მზეს გადმოაქვს იმ ფართობის გარკვეულ ერთეულზე, რომელიც მზის შუქისთვის ხელმისაწვდომია. მზიური მუდმივა დაახლოებით 1368 ვ/მ2-ს (ვატი კვადრატულ მეტრთან) უდრის 1 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე მზიდან (ეს არის დედამიწაზე ან მასთან ახლოს).[102] დედამიწის ატმოსფეროს ზედა ნაწილში მზის შუქი შედგება 50 %-ით ინფრაწითელი სინათლით, 40 % — ხილულით, ხოლო 10 % ულტრაიისფერს უკავია.[103]

მზის სინათლეს დედამიწის ატმოსფერო ასუსტებს, ამიტომ ზედაპირზე ნაკლები სიმძლავრის ენერგია მოდის — დაახლოებით 1000 ვ/მ2 სუფთა პირობებში, როცა მზე ზენიტშია.[104] კერძოდ, ატმოსფერო ფილტრავს მზის ულტრაიისფერი დასხივების 70 %-ს, განსაკუთრებით კი მოკლე ტალღის სიგრძის მქონე გამოსხივებას.[105]

მზის ენერგიის წყალობით სხვადასხვა ბუნებრივი და სინთეტიკური პროცესი არსებობს, მაგალითად ფოტოსინთეზი, რომელიც მცენარეებისთვისაა დამახასიათებელი. ამ დროს მცენარე მზის ენერგიას შთანთქავს და მას გარდაქმნის ქიმიურ ფორმად (ჟანგბადი და ნახშირბადის 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 ნავთობსა და სხვა ნარჩენ საწვავებშია კონცენტრირებული, თავდაპირველად მზის სინათლით ფოტოსინთეზის დახმარებით წარმოიქმნა (შორეულ წარსულში).[106]

მზის სისტემა

მთავარი სტატია: მზის სისტემა.
მზის სისტემის კომპიუტერული მოდელი. ინფოპლაკატზე ყველა პლანეტის მასა, დაშორება და სხვა მახასიათებლებია აღბეჭდილი
მზის სისტემის პლანეტები (ზომების მასშტაბები ემთხვევა, დაშორებებისა კი - არა)
შიდა პლანეტები. მარცხნიდან მარჯვნივ: მერკური, ვენერა, დედამიწა და მარსი ნამდვილ ფერებში. (ზომების მასშტაბები ემთხვევა, დაშორებებისა კი - არა)
ოთხი გაზური გიგანტი მზესთან შედარებით: იუპიტერი, სატურნი, ურანი და ნეპტუნი (ზომების მასშტაბები ემთხვევა, დაშორებებისა კი - არა)

საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის თანახმად, მზის სისტემაში 8 პლანეტაა. მზიდან ზრდადი მანძილით დალაგებულნი, ეს პლანეტებია:

  1. ☿ მერკური
  2. ♀ ვენერა
  3. ⊕ დედამიწა
  4. ♂ მარსი
  5. ♃ იუპიტერი
  6. ♄ სატურნი
  7. ♅ ურანი
  8. ♆ ნეპტუნი

მზის სისტემაში არსებული პლანეტები კატეგორიებად იყოფა, რომელიც მათ შედგენილობაზეა დამოკიდებული:

  • 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 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 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 წყალბადისა და ჰელიუმის 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 მერკურიზე 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 მარსსა და იუპიტერს შორისაა, რომელიც მზიდან 2,3-დან 3,3 ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული. მეცნიერთა ვარაუდით, ასტეროიდული სარტყელი იმ ნარჩენებისგან შედგება, რომლებმაც მზის სისტემის ფორმირებისას ერთმანეთთან შეზრდა ვერ მოახერხეს იუპიტერის გრავიტაციული გავლენის გამო.

მზის სისტემაში ასევე არის რეგიონები, სადაც შედარებით პატარა ობიექტები ბინადრობს. ასტეროიდული სარტყელი, რომელიც მარსსა და იუპიტერს შორის მდებარეობს, კლდოვანი პლანეტების მსგავსია, რადგან მათი შედგენილობაში ძირითადად ქვა და მეტალი შედის, თუმცა ისინი ზომით ძალიან პატარებია, პლანეტებად რომ ჩაითვალონ.[107] ნეპტუნის ორბიტის გაღმა კოიპერის სარტყელი — მიმოფანტული დისკო მდებარეობს. მასში ე. წ. ტრანს-ნეპტუნისეული ობიექტები ბინადრობს, რომლებიც წყლის, მეთანისა და ამიაკის ყინულებით არიან გაჯერებულები. ამ არეალში 5 ცალკეული ობიექტი გამოიყოფა: ცერერა, პლუტონი ჰომეა, მაკემაკე და ერისი. ისინი საკმარისად დიდები არიან იმისთვის, რომ თავიანთი გრავიტაციით მრგვალი (მთლად მრგვალი არა, მომრგვალო) ფორმა მიიღონ.[107] სწორედ ამიტომ მათ 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 სისტემას 50 000 ასტრონომიული ერთეულის (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 გრავიტაციული ურთიერთქმედებებით. ურტის ნისლეულის ობიექტები ძალიან ნელა მოძრაობს.

პლანეტური თვისებები

ტიპი სახელი ეკვატ.
დიამეტრი 		მასა ორბიტალური რადიუსი (ა.ე.) ორბიტ. პერ.
(წელი) 		დახრილობა
მზის ეკვატორთან (°) 		ორბიტალური
ექსცენტ. 		ბრუნვის პერიოდი
(დღე) 		მთვარეები რგოლები ატმოსფერო
კლდოვანი მერკური 0.382 0.06 0.31–0.47 0.24 3.38 0.206 58.64 0 არა მცირე
ვენერა 0.949 0.82 0.72 0.62 3.86 0.007 243.02 0 არა CO2, N2
დედამიწა[108] 1.00 1.00 1.00 1.00 7.25 0.017 1.00 1 არა N2, O2, Ar
მარსი 0.532 0.11 1.52 1.88 5.65 0.093 1.03 2 არა CO2, N2, Ar
გიგანტები იუპიტერი 11.209 317.8 5.20 11.86 6.09 0.048 0.41 67 კი H2, He
სატურნი 9.449 95.2 9.54 29.46 5.51 0.054 0.43 62 კი H2, He
ურანი 4.007 14.6 19.22 84.01 6.48 0.047 0.72 27 კი H2, He
ნეპტუნი 3.883 17.2 30.06 164.8 6.43 0.009 0.67 14 კი H2, He

ადგილმდებარეობა და მოძრაობა

გალაქტიკა ირმის ნახტომის ილუსტრაცია, რომელზეც ნაჩვენებია მზის სისტემის მდებარეობა.
მზის სისტემის ბარიცენტრის მოძრაობა მზის მიმართ.

მზე ირმის ნახტომის გალაქტიკის ორიონის მკლავის შიდა რგოლთან ახლოს მდებარეობს ადგილობრივ ჯგუფში, რომელიც გალაქტიკის ცენტრიდან 7,5-8,5 კილოპარსეკითაა (25 000-28 000 სინათლის წელიწადი) დაშორებული.[109][110][111][112][113] მანძილი ადგილობრივ მკლავსა და შემდეგ მკლავს (პერსევსის მკლავი) შორის დაახლოებით 6500 სინათლის წელიწადია.[114] მზე და, აქედან გამომდინარე, მზის სისტემა მდებარეობს ე.წ. გალაქტიკურ სასიცოცხლო ზონაში.

მზის გზის წვერო, რომელსაც მზიური წვერო ეწოდება, არის მიმართულება, რომლითაც მზე მოძრაობს ირმის ნახტომში უახლოეს ვარსკვლავებთან მიმართებით. მზის გალაქტიკური მოძრაობის მთავარი მიმართულება ქნარის თანავარსკვლავედში არსებული ვარსკვლავი ვეგაა.

მზის ორბიტა გალაქტიკის გარშემო 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 დედამიწაზე.[115] მზის სისტემას 225-250 მილიონი წელიწადი სჭირდება ერთი სრული ორბიტის დასასრულებლად (გალაქტიკური წელიწადი),[116] ამიტომ მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ მზემ სიცოცხლის განმავლობაში 20-25-ჯერ დაასრულა გალაქტიკური წელიწადი. გალაქტიკის ცენტრის მიმართ მზის სისტემის ორბიტალური სიჩქარე დაახლოებით 251 კმ/წმ-ია.[117] ამ სიჩქარით მზის სისტემას 1 სინათლის წელიწადის გასავლელად 1190 წელიწადი სჭირდება, ხოლო 1 ასტრონომიული ერთეულის გასავლელად — 7 დღე.[118]

მზის მოძრაობა მზის სისტემის მასის ცენტრთან ახლოს გართულებულია პლანეტების მიერ გამოწვეული შეშფოთებებით. ბარიცენტრი (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 პლანეტები შესაფერისად ეწყობა, ბარიცენტრი მზესთან ძალიან ახლოსაა. ყოველ რამდენიმე ასეულ წელიწადში ეს მოძრაობა გადაერთვება პროგრადულ და რეტროგრადულს შორის.[119]

თეორიული პრობლემები

გვირგვინის გაცხელების პრობლემა

STEREO-სა და SDO-ს მიერ შედგენილი მზის სრული რუკა.

როგორც ცნობილია, მზის ოპტიკური ზედაპირის (ფოტოსფერო) ტემპერატურა 6000 კელვინია. მის ზემოთ მზის გვირგვინი მდებარეობს, რომლის ტემპერატურა 1 000 000-2 000 000 კელვინს აღწევს.[58] გვირგვინის მაღალი ტემპერატურა მიუთითებს იმაზე, რომ ის ცხელდება სხვა რაღაცით და არა მხოლოდ პირდაპირი სითბოს გამტარობით ფოტოსფეროდან.[60]

ნავარაუდევია, რომ გვირგვინის გასაცხელებლად საჭირო ენერგია ფოტოსფეროს ქვემოთ არსებულ კონვექციურ ზონაში ტურბულენტური მოძრაობებით წარმოიქმნება და გამოყოფილია ორი მთავარი მიზეზი, რომლებითაც გვირგვინის გაცხელება იხსნება:[58] პირველი არის ტალღური გაცხელება, რომლის დროსაც კონვექციურ ზონაში ტურბულენციის მიერ გრავიტაციული ან მაგნეტოჰიდროდინამიკური ტალღები წარმოიქმნება.[58] ეს ტალღები გადაადგილდება ზემოთკენ და გვირგვინში იშლება, შედეგად ინახავს ენერგიას გარშემორტყმულ გაზში სითბოს სახით;[120] 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.[121]

ამჟამად გაურკვეველია, არის თუ არა ტალღები სითბოს ეფექტიანი მექანიზმი. აღმოჩნდა, რომ ალფვენის ტალღების გარდა, ყველა ტალღა იფანტება ან გარდატყდება, სანამ გვირგვინამდე მიაღწევს.[122] გარდა ამისა, ალფვენის ტალღები ადვილად არ იფანტება გვირგვინში. აქედან გამომდინარე, მიმდინარე კვლევის მიზანმა გადაინაცვლა ამოფრქვევით გათბობის მექანიზმზე.[58]

მკრთალი და ახალგაზრდა მზის პრობლემა

მზის განვითარების თეორიული მოდელების თანახმად, 2,5-3,8 მილიარდი წლის წინ, არქეული ეონის პერიოდში, მზე დღევანდელი სიკაშკაშის მხოლოდ 75 % იყო. ასეთ სუსტ ვარსკვლავს შეუძლებელია თხევადი წყალი უზრუნველეყო დედამიწის ზედაპირზე და, აქედან გამომდინარე, სიცოცხლეს განვითარების შანსი არ უნდა ჰქონოდა. თუმცა, გეოლოგიაში 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 დედამიწის ატმოსფერო შეიცავდა ბევრად მეტი რაოდენობის სათბურის გაზებს (როგორებიცაა: ნახშირორჟანგი, მეთანი და/ან ამიაკი), ვიდრე დღეს აქვს მას. ამ გაზებმა ჩაიჭირეს საკმარისი სითბო, რომ აენაზღაურებინათ მზის ენერგიის მცირე რაოდენობა, რომელიც პლანეტაზე მოდიოდა იმ დროს.[123]

დაკვირვებათა ისტორია

ადრეული აღქმა

ტრუნდჰოლმის მზის ეტლი, რომელზეც ცხენია შებმული, არის ქანდაკება, რომელიც მიჩნეულია სკანდინავიური ბრინჯაოს ხანის მითოლოგიის უმნიშვნელოვანეს ნაწილად. ქანდაკება ძვ.წ. 1350 წლით თარიღდება. ის გამოფენილია დანიის ეროვნულ მუზეუმში.
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 ეგვიპტელები, სამხრეთ ამერიკის ინკები და აცტეკები, რაც ახლა მეხიკოა. ისეთ 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-პლაიაში (ეგვიპტე); მნაიდრაში (მალტა) და სტოუნჰენჯში (ინგლისი); ნიუგრეინჯი, პრეისტორიული ადამიანის მიერ აშენებულ მთაზე ირლანდიაში, იმ განზრახვით იყო აშენებული, რომ ზამთრის ნაბუნიობა გამოევლინა. ელ კასტილოს პირამიდა იჩენ-იცაში (მეხიკო) იმისთვისაა განკუთვნილი, რომ ჩრდილებს პირამიდაზე მცოცავი გველების ფორმა მისცეს გაზაფხულისა და შემოდგომის ბუნიობის დროს.

ეგვიპტელები რას (=მზეს) გამოსახავდნენ ასე: იგი მზიური ორჩხომელით გადაადგილდებოდა ცაზე, თან ახლდნენ შედარებით დაბალ საფეხურზე მდგომი ღმერთები, ბერძნებისთვის კი ის იყო ჰელიოსი, რომელიც ცეცხლოვან ცხენებს ეტლით მიჰყავდათ. ჰელიოგაბალუსის მეფობიდან გვიანდელ რომის იმპერიაში 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 ვარსკვლავებს ვაკვირდებით, დედამიწიდან მზე ისე ჩანს, თითქოს წელიწადში ერთხელ ეკლიპტიკის გასწვრივ ზოდიაქურად ბრუნავს, ასე რომ, ბერძენი ასტრონომები მას იმ შვიდი პლანეტიდან ერთ-ერთად მიიჩნევდნენ, რომელთა სახელებიც კვირის დღეებს დაერქვა ზოგიერთ ენაში.[124][125][126]

მზე კულტურაში

ადამიანებს დიდი ხანია მიაჩნიათ, რომ მზეს უმთავრესი როლი აკისრია დედამიწაზე სიცოცხლის წარმოქმნაში და ამის გამო მთელი ისტორიის მანძილზე მრავალი ხალხი მას პატივს სცემს. ეს პატივისცემა გამოიხატება მზის როლის მინიჭება მათ მითოლოგიებსა და რელიგიებში.

მზეს ზოგჯერ მისი ლათინური (Sol) ან ბერძნული (Helios) მოიხსენიებენ. 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").[127][128] მისი ასტრონომიული და ასტროლოგიური სიმბოლო არის წრე, რომლის ცენტრშიც ჩახაზულია წერტილი: . უძველესი ბერძნები მზეს აჯგუფებდნენ სხვა ციურ სხეულებთან ერთად, რომლებიც ცაზე მოძრაობდა (ვარსკვლავური ველის მიმართ), და მათ ყველას პლანეტას არქმევდნენ (პირდაპირი გაგებით: „მოხეტიალეები“). ეს ჰელიოცენტრიზმის მიღებამდე იყო.

მრავალ ბერძნულ მითში მზე ასახიერებს ტიტანს, სახელად Helios, რომელიც ატარებდა მანათობელ გვირგვინს და დადიოდა ეტლით ცაზე, რის გამოც იყო დღე. დროთა განმავლობაში მზე უფრო და უფრო მეტად ასოცირდებოდა აპოლონთან. იკაროსმა სცადა გაფრენა, მაგრამ მზემ მისი ფრთები დაადნო.

რომის იმპერიამ 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 ამერიკაში, მათ შორის ინკები და აცტეკები.

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

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

ისლამურ საღმრთო წერილ 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 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 წინასწარმეტყველმა მუჰამედმა ახ. წ. 632 წელს, როდესაც მისი შვილის სიკვდილი მზის დაბნელებას დაემთხვა: „მზე და მთვარე არის ღმერთის მტკიცებულებებიდან. ისინი არ ბნელდებიან ვიღაცის სიცოცხლის ან სიკვდილის გამო“.[129]

მეცნიერული აღქმის განვითარება

1609 წლიდან მოყოლებული, გალილეოს მიერ დანახული მზის ლაქების შემდეგ, მეცნიერები მზის სწავლას კვლავ განაგრძობენ.

ძვ. წ. ადრეულ პირველ ათასწლეულში 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 დედამიწის ელიფსურ ორბიტაზე მოძრაობაა — დედამიწა რაც უფრო ახლოსაა მზესთან, მით უფრო სწრაფად ბრუნავს და პირიქით, რაც უფრო შორსაა, მით უფრო ნელა.[130]

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 ჰელიოსის ეტლი. მან ასევე ივარაუდა, რომ მთვარე მზის სინათლეს ირეკლავდა.[131] ამ მწვალებლობის სწავლების გამო მაღალჩინოსნებმა ის დააპატიმრეს და სასიკვდილო განაჩენი გამოუტანეს, თუმცა, მოგვიანებით მან თავი დააღწია სასჯელს პერიკლეს შემოსევების წყალობით. ძვ.წ. მესამე საუკუნეში ერატოსთენემ 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 პტოლემემ 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.[132]

თეორია, რომლის მიხედვითაც მზე ცენტრშია და პლანეტები მის გარშემო მოძრაობს, პირველად უძველესმა ბერძენმა არისტარქემ წამოაყენა ძვ.წ. მესამე საუკუნეში. ეს ღრმა ფილოსოფიური ხედვა ჰელიოცენტრული სისტემის წინასწარმეტყველურ მათემატიკურ მოდელად ნიკოლოზ კოპერნიკმა XVI საუკუნეში აქცია. ადრეულ XVII საუკუნეში ტელესკოპის გამოგონებამ საშუალება მისცა გალილეო გალილეის, თომას ჰერიოტსა და სხვა ასტრონომებს, გამოეკვლიათ 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.[133] მზის ლაქები ასევე დაიმზირებოდა ხანის დინასტიიდან (ძვ.წ. 206 — ახ.წ. 220) მოყოლებული ჩინელი ასტრონომების მიერ, რომელთაც ამ დაკვირვებების ჩანაწერები საუკუნეების განმავლობაში შეინარჩუნეს. ასევე ავეროესმა მზის ლაქები აღწერა XII საუკუნეში.[134]

არაბული ასტრონომიული წვლილი მოიცავს ალბატენის აღმოჩენას, რომ მზის აპოგეას (უძრავი ვარსკვლავების მიმართ მზის ორბიტაზე ადგილი, სადაც ის ყველაზე ნელა მოძრაობს) მიმართულება იცვლება[135] (თანამედროვე ჰელიოცენტრული ახსნით, ეს გამოწვეულია დედამიწის ორბიტის აფელიუმის თანმიმდევრული მოძრაობით). მრავალი წლის განმავლობაში იბნ იუნუსმა მზის პოზიციის 10 000-ზე მეტი ჩანაწერი გააკეთა ასტროლაბის გამოყენებით.[136]

Sol (მზე) გვიდო ბონატის „Liber astronomiae“-ს 1550 წლის გამოცემიდან.

ისააკ ნიუტონი მზის სინათლეს პრიზმით აკვირდებოდა. მან დაამტკიცა, რომ მზე შედგებოდა მრავალი ფერის სინათლისაგან.[137] 1800 წელს კი უილიამ ჰერშელმა აღმოაჩინა ინფრაწითელი გამოსხივება მზის სპექტრის წითელი ნაწილის გაღმა.[138] XIX საუკუნეში მზის სპექტროსკოპიულ კვლევებში დიდი ნაბიჯები იდგმებოდა. 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 კელვინმა ივარაუდა, რომ მზე იყო თანდათანობით გაგრილებადი თხევადი სხეული, რომელიც სითბოს შინაგან მარაგს ასხივებდა.[139] კელვინმა და ჰერმან ვონ ჰელმჰოლცმა შემდეგ წამოაყენეს გრავიტაციული შეკუმშვის მექანიზმი სითბოს გამოსხივების ასახსნელად, მაგრამ მიღებული ასაკი მხოლოდ 20 მილიონი წელიწადი გამოდიოდა, იმ დროისათვის კი გეოლოგიური აღმოჩენები, სულ ცოტა, 300 მილიონი წლით იყო დათარიღებული.[139] 1890 წელს იოზეფ ლოკიერმა, რომელმაც ჰელიუმი აღმოაჩინა მზის სპექტრში, წამოაყენა მზის ევოლუციისა და წარმოქმნის მეტეორიტული ჰიპოთეზა.[140]

1904 წლამდე არანაირი ნაშრომი არ იყო შემოთავაზებული. ერნესტ რეზერფორდმა ივარაუდა, რომ მზის გამოსხივება სითბოს შინაგანი წყაროთი იყო შენარჩუნებული და წყაროდ რადიოაქტიური დაშლა ივარაუდა.[141] თუმცა ალბერტ აინშტაინი იყო ის ადამიანი, რომელმაც მზის ენერგიის წყაროს არსებითი „გასაღები“ მოგვცა თავისი მასა-ენერგიის ექვივალენტობით — E=mc2.[142] 1920 წელს სერ არტურ ედინგტონმა ივარაუდა, რომ მზის ბირთვში არსებულ წნევებსა და ტემპერატურებს შეეძლო ბირთვული სინთეზის დაწყება, რომლის დახმარებითაც წყალბადი (პროტონები) გადაიქცევა ჰელიუმის ბირთვებად, შედეგად კი უდიდესი ენერგია გამოთავისუფლდება.[143] წყალბადის უმეტესობა მზეში 1925 წელს სესილია პეინმა დაამტკიცა მაღნად საჰას (ინდოელი ფიზიკოსი) იონიზაციის თეორიით. სინთეზის თეორიული წარმოდგენა 1930 წელს სუბრაჰმანიან ჩანდასეკარმა და ჰანს ბეთემ განავითარეს. ჰანს ბეთემ გამოთვალა ბირთვული რეაქციებით ენერგიის წარმომქმნელი ორი მთავარი დეტალი, რომელიც მზეს ამარაგებს ენერგიით.[144][145] საბოლოოდ, გავლენიანი ნაშრომი, სახელად „ელემენტების სინთეზი ვარსკვლავებში“ 1957 წელს მარგარეტ ბარბიჯმა, ჯეფრი ბარბიჯმა, უილიამ ფოულერმა და ფრედ ჰოილიმ გამოაქვეყნეს.[146] ნაშრომმა დამაჯერებლად დაამტკიცა, რომ სამყაროში არსებული ელემენტების უმეტესობა ბირთვული რეაქციების შედეგად სინთეზირდა ვარსკვლავებში.

ვენერას ტრანზიტი

მთავარი სტატია: ვენერას ტრანზიტი.
2012 წელს საქართველოდანაც აკვირდებოდნენ ასტრომოყვარულები ვენერას ტრანზიტს. ეს ერთ-ერთი ასტრომოყვარულის მიერ გადაღებული ფოტოა წყნეთიდან.[147]

როდესაც ორბიტალური პოზიციები ზუსტად ეწყობა, ორი პლანეტა (რომელთა ორბიტა 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.

ვენერას ორბიტა დედამიწის ორბიტის მიმართ 3,39 გრადუსითაა დახრილი, ხოლო მერკურის ორბიტა - 7,01 გრადუსით. ვენერას ტრანზიტი წყვილად ხდება 8 წლიანი ინტერვალით. მომდევნო წყვილი ტრანზიტი შესაძლოა საუკუნეზე მეტხანს არ მოხდეს. ტელესკოპის გამოგონებიდან ვენერას სულ რაღაც 8 ტრანზიტი მოხდა (2012 წლის ტრანზიტის ჩათვლით).

გასულ საუკუნეებში მეცნიერები ეძებდნენ გზებს, რომ გაეზომათ მანძილი მზემდე, პლანეტებამდე და სხვა ციურ სხეულებამდე. ყველაზე სასარგებლო გზა არის პარალაქსის მეთოდი. მეცნიერებმა შენიშნეს, რომ როდესაც დედამიწა გადაადგილდება, ისე ჩანს, თითქოს შორეულმა ობიექტმა თავისი პოზიცია შეიცვალა ფონზე მყოფი ვარსკვლავების მიმართ. 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
ჯერემი ჰოროკსი აკვირდება 1639 წლის ვენერას ტრანზიტს (მხატვრის წარმოსახვა)

ვენერას ტრანზიტი პირველად 1032 წელს სპარსელმა ასტრონომმა და ენციკლოპედისტმა ავიჩენამ დააფიქსირა, რომელმაც დაასკვნა, რომ დედამიწასთან ვენერა უფრო ახლოს იყო, ვიდრე მზე.[148]

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

  • 1639 წელი: ჯერემი ჰოროკსმა კეპლერის გამოთვლები უფრო დახვეწა და მიხვდა, რომ ტრანზიტები წყვილად ხდებოდა 8 წლიანი ინტერვალით. ჰოროკსმა წარმატებით დააფიქსირა 1639 წლის ტრანზიტი.[149][150]
  • 1716 წელი: ედმუნდ ჰალეიმ ივარაუდა, რომ მანძილი მზემდე შესაძლოა ზუსტად გაზომილიყო ვენერას ტრანზიტის დროს. მაგრამ მან იცოდა, რომ ის შემდეგ ტრანზიტს ვერ მოესწრებოდა.[151][152][153][154]
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.[155]
  • 2004 და 2012 წლები: დღეს კოსმოსური ზონდების გამოყენებით, რომელთაც შეუძლია პლანეტებთან მისვლა და მათ ორბიტებზე ფრენა, ტრანზიტების განრიგს ძალიან ადვილად ადგენს.[156]

მზის კოსმოსური მისიები

მზიდან ამოფრქვეული უზარმაზარი გეომაგნეტური შტორმი (2012 წლის 13 მარტი)
მთვარის ტრანზიტი მზესთან (ანუ მზის დაბნელება) ზონდ STEREO B-ს ულტრაიისფერი კამერების კალიბრაციისას.[157]

მზის დასაკვირვებლად შექმნილი პირველი თანამგზავრები იყო 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 ველის პირველი დეტალური გაზომვები უზრუნველყვეს. პიონერ 9 განსაკუთრებით დიდ ხანს მუშაობდა — მონაცემებს 1983 წლის მაისამდე გადმოსცემდა.[158][159]

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-გერმანიის თანამშრომლობა იყო, რომელიც მზიურ ქარს ორბიტიდან იკვლევდა, როცა ზონდი მერკურის ორბიტის პერიჰელიუმში შედიოდა.[160] Skylab-ის კოსმოსური სადგური, რომელიც ნასამ 1973 წელს გაუშვა, მოიცავდა მზის ობსერვატორიის მოდულს, სახელად Apollo Telescope Mount. ამ უკანასკნელს სადგურში მცხოვრები ასტრონავტები ამუშავებდნენ.[59] Skylab-მა მზის გადასვლის რეგიონისა და მზის გვირგვინიდან ულტრაიისფერი გამოსხივების პირველი სპექტროსკოპული დაკვირვებები ჩაატარა.[59] აღმოჩენები მოიცავდა გვირგვინული მასის გამოტყორცნის პირველად დაფიქსირებას, შემდეგ ე.წ. „გვირგვინულ წარმავლებსა“ და გვირგვინულ ხვრელებს. ახლა კი ცნობილია, რომ ისინი ფარულად ასოცირდება მზიურ ქართან.[160]

1980 წელს „მზიური მაქსიმუმის მისია“ (Solar Maximum Mission) გაუშვა ნასამ. ამ ზონდის მიზანი იყო მზიური ანთებებიდან წამოსული გამა და რენტგენული სხივებისა და 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 „ჩელენჯერის“ STS-41C მისიამ აღადგინა თანამგზავრი და ორბიტაზე ხელახალ გაშვებამდე მისი ელექტრონიკა შეაკეთა. „მზიური მაქსიმუმის მისიამ“ შემდეგში მზის გვირგვინის ათასობით სურათი გადმოგზავნა, სანამ დედამიწის ატმოსფეროში შემოვიდოდა 1989 წლის ივნისში.[161]

1991 წელს გაშვებულმა იაპონიის თანამგზავრმა „იოჰკოჰმა“ (Yohkoh), რომელიც მზის სხივს ნიშნავს, მზიურ ამოფრქვევებს 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 რგოლისებრმა დაბნელებამ მას მზეზე ორიენტაცია დააკარგვინა. თანამგზავრი 2005 წელს ატმოსფეროში შემოსვლისას განადგურდა საბოლოოდ.[162]

დღესდღეობით ყველაზე მნიშვნელოვანი მზიური მისია არის „მზისა და ჰელიოსფეროს ობსერვატორია“ (SOHO), რომელიც ერთობლივად შექმნეს ევროპის კოსმოსურმა სააგენტომ და ნასამ და 1995 წლის 2 დეკემბერს გაუშვეს.[59] თავდაპირველად, მისი მუშაობა ორი წლით იყო განსაზღვრული, თუმცა 2009 წლის ოქტომბერში მისიის 2012 წლამდე გაგრძელება გამოცხადდა.[163] ის იმდენად სასარგებლო აღმოჩნდა, რომ მომავალი მისია, „მზის დინამიკის ობსერვატორია“ (SDO) 2010 წლის თებერვალში გაუშვეს.[164] SOHO დედამიწასა და მზეს შორის არსებულ ლაგრანჟის წერტილშია მოთავსებული (სადაც ორივე სხეულის 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 კომეტები, რომლებიც მზესთან ჩავლისას იწვება.[165]

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 იუპიტერისკენ გაფრინდა, რათა პლანეტასთან 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 ველის 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 სხივების მიმოფანტვაზე.[166]

ფოტოსფეროში 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.[167]

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.[168][169]

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.[170]

დაკვირვება და ეფექტები

ფურცელს (უკეთესი იქნება მუყაო) უნდა გაუკეთდეს მცირე ხვრელი. ეს კი მზის სურათს მუყაოზე გამოსახავს.
ბინოკლითაც შესაძლებელია მზის სურათის გამოსახვა. როგორც ნახაზზეა ნაჩვენები. ბინოკლის მუქი მხარე ნიშნავს, რომ ეს მხარე დახურულია.
საერთაშორისო კოსმოსური სადგურიდან დანახული მზე. ამ შემთხვევაში მზის სინათლეს ატმოსფერო არ ფილტრავს, რომელიც სინათლის მრავალ დიაპაზონს ბლოკავს.

მზის სიკაშკაშეს შეუძლია თვალის ტკივილი გამოიწვიოს, თუ მას შეუიარაღებელი თვალით აკვირდება ადამიანი, თუმცა მცირე ხნიანი დაკვირვება გაუფართოებელი თვალისთვის არ არის სახიფათო.[171][172] მზის პირდაპირი დაკვირვება იწვევს ფოსფენის ვიზუალურ არტიფაქტებსა და დროებით ნაწილობრივ სიბრმავეს. ის ასევე მზის სინათლის დაახლოებით 4 მილივატს აწვდის ბადურას, ოდნავ ახურებს მას და იწვევს თვალებში დაზიანებას, რომელსაც არ შეუძლია ზუსტად რეაგირება სიკაშკაშეზე.[173][174] ულტრაიისფერი გამოსხივება (უგ) თვალის ლინზას წლების განმავლობაში თანდათანობით აყვითლებს. ვარაუდობენ, რომ ეს იწვევს კატარაქტის წარმოქმნას, მაგრამ ეს დამოკიდებულია მზის ულტრაიისფერ გამოსხივებაზე და არა მის პირდაპირ დაკვირვებაზე.[175] 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.[176][177] 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.[178] „ჰერშელის სოლი“, რომელსაც ასევე „მზის დიაგონალები“ ეწოდება, ეფექტიანი და იაფია მცირე ტელესკოპებისთვის. მზის სინათლე, რომელიც მომართულია ოკულარისკენ, 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.[179]

ჰალო პარელიასთან ერთად

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 ფოტოსფეროს დაუფარავ ნაწილებს ისეთივე ზედაპირის სიკაშკაშე აქვს, როგორიც ჩვეულებრივ დღეს. სრულ სიბნელეში გუგა ~2 მმ-დან ~6 მმ-მდე ფართოვდება და 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.[180] 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 რეილისა და მის მიმოფანტვის გამო[181] 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). ნისლიანი მდგომარეობები, ატმოსფერული მტვერი და მაღალი ნესტიანობა ხელს უწყობს ამ ატმოსფერულ შესუსტებას.[182]

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.[183]

მზიდან წამოსულ 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 დედამიწის ოზონის შრე მნიშვნელოვნად ასუსტებს, ამიტომ მათი ინტენსივობა მნიშვნელოვნად იცვლება სხვადასხვა განედზე და ნაწილობრივ ბიოლოგიურ ადაპტაციებსაც განაპირობებს, მათ შორის, პლანეტის სხვადასხვა რეგიონში მცხოვრები მოსახლეობის კანის ფერსაც.[184]

დედამიწიდან დანახული მზის ამოსვლა
დედამიწიდან დანახული მზის ჩასვლა.

იხილეთ აგრეთვე

რესურსები ინტერნეტში

სქოლიო

  1. ↑ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 1.13 1.14 1.15 Williams, D. R.. (1 July 2013) Sun Fact Sheet. NASA. ციტირების თარიღი: 12 August 2013.
  2. ↑ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). „The new solar abundances - Part I: the observations“. Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.
  3. ↑ Eclipse 99: Frequently Asked Questions. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 27 მაისი 2010. ციტირების თარიღი: 24 October 2010.
  4. ↑ Hinshaw, G.; et al. (2009). „Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  5. ↑ 5.0 5.1 Emilio, M.; Kuhn, J. R.; Bush, R. I.; Scholl, I. F. (2012). „Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits“. The Astrophysical Journal. 750 (2): 135. arXiv:1203.4898. Bibcode:2012ApJ...750..135E. doi:10.1088/0004-637X/750/2/135.
  6. ↑ 6.00 6.01 6.02 6.03 6.04 6.05 6.06 6.07 6.08 6.09 6.10 Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2 იანვარი 2008. ციტირების თარიღი: 9 იანვარი 2010.
  7. ↑ Ko, M.. (1999)Density of the Sun. The Physics Factbook.
  8. ↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). „The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS“. Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  9. ↑ The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk გვ. 651–655 (2 November 2012). ციტირების თარიღი: 17 March 2014.თარგი:Registration required
  10. ↑ 10.0 10.1 Seidelmann, P. K.; et al.. Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 (2000). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 10 აგვისტო 2011. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  11. ↑ The Sun's Vital Statistics. Stanford Solar Center. ციტირების თარიღი: 29 July 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA, გვ. 37. NASA SP-402.  დაარქივებული 2015-01-13 საიტზე Wayback Machine.
  12. ↑ „How Round is the Sun?“. NASA. 2 October 2008. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 13 მაისი 2011. ციტირების თარიღი: 7 March 2011.
  13. ↑ „First Ever STEREO Images of the Entire Sun“. NASA. 6 February 2011. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 16 აპრილი 2011. ციტირების თარიღი: 7 March 2011.
  14. ↑ Woolfson, M. (2000). „The origin and evolution of the solar system“. Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  15. ↑ 15.0 15.1 Basu, S.; Antia, H. M. (2008). „Helioseismology and Solar Abundances“. Physics Reports. 457 (5–6): 217. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  16. ↑ ამ სტატიაში ყველა რიცხვი მოკლედაა ჩაწერილი. 1 მილიარდი არის 109, ან 1 000 000 000.
  17. ↑ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 November 2012). „The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk“. Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919.
  18. ↑ Wilk, S. R. (2009). „The Yellow Sun Paradox“. Optics & Photonics News: 12–13.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  19. ↑ 19.0 19.1 19.2 Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press, გვ. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  20. ↑ Karl S. Kruszelnicki (17 April 2012). „Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost“. Australian Broadcasting Corporation. ციტირების თარიღი: 25 February 2014. ციტატა: „Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen...“
  21. ↑ Than, K. (2006). „Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single“. Space.com. ციტირების თარიღი: 1 August 2007.
  22. ↑ Lada, C. J. (2006). „Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single“. Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  23. ↑ Burton, W. B. (1986). „Stellar parameters“. Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  24. ↑ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). „Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars“. Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  25. ↑ A Star with two North Poles. Science @ NASA. NASA (22 April 2003). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 18 ივლისი 2009. ციტირების თარიღი: 14 სექტემბერი 2014.
  26. ↑ Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). „Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA..107.1136R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. დაარქივებულია ორიგინალიდან (PDF) — 2009-08-14. ციტირების თარიღი: 2014-09-14.
  27. ↑ http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html დაარქივებული 2013-11-21 საიტზე Wayback Machine. , Our Local Galactic Neighborhood, NASA
  28. ↑ http://www.centauri-dreams.org/?p=14203, Into the Interstellar Void, Centauri Dreams
  29. ↑ Adams, F. C.; Graves, G.; Laughlin, G. J. M. (2004). „Red Dwarfs and the End of the Main Sequence“ (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 22: 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. დაარქივებულია ორიგინალიდან (PDF) — 2011-07-26. ციტირების თარიღი: 2014-09-14.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  30. ↑ Kogut, A.; et al. (1993). „Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps“. Astrophysical Journal. 419: 1. arXiv:astro-ph/9312056. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  31. ↑ Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020. US Naval Observatory (31 January 2008). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 13 ოქტომბერი 2007. ციტირების თარიღი: 17 July 2009.
  32. ↑ ჰიდროთერმული სარქველის ბინადრები ზღვის ქვეშ იმდენად ღრმად ცხოვრობენ, რომ მათთან მზის სინათლე ვერ აღწევს. ამის ნაცვლად ბაქტერია იყენებს გოგირდოვან მატერიას ენერგიის წყაროდ ქემოსინთეზის საშუალებით.
  33. ↑ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster, გვ. 25–27. ISBN 0-684-85618-2. 
  34. ↑ 34.0 34.1 García, R.; et al. (2007). „Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core“. Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  35. ↑ Basu, S.; et al. (2009). „Fresh insights on the structure of the solar core“. The Astrophysical Journal. 699 (699): 1403. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)
  36. ↑ 36.0 36.1 36.2 36.3 36.4 36.5 NASA/Marshall Solar Physics. Marshall Space Flight Center (18 January 2007). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 29 მარტი 2019. ციტირების თარიღი: 11 July 2009.
  37. ↑ Broggini, C. (2003). „Nuclear Processes at Solar Energy“. Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference. p. 21. http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626.
  38. ↑ Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). „Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns“. Journal of Physics: Conference Series. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031.
  39. ↑ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, გვ. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  40. ↑ Shu, F. H. (1982). The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. University Science Books, გვ. 102. ISBN 0-935702-05-9. 
  41. ↑ Cohen, H.. (9 November 1998) Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Contemporary Physics Education Project. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 16 აგვისტო 2011. ციტირების თარიღი: 30 August 2011.
  42. ↑ Haubold, H. J.; Mathai, A. M. (1994). „Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment“. AIP Conference Proceedings. 320: 102. arXiv:astro-ph/9405040. Bibcode:1995AIPC..320..102H. doi:10.1063/1.47009.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  43. ↑ Myers, S. T.. (18 February 1999) Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium. Introduction to Astrophysics II. ციტირების თარიღი: 15 July 2009.
  44. ↑ Ancient Sunlight. Technology Through Time. NASA (2007). ციტირების თარიღი: 24 June 2009.
  45. ↑ Stix, M. (2003). „On the time scale of energy transport in the sun“. Solar Physics. 212 (1): 3–6. Bibcode:2003SoPh..212....3S. doi:10.1023/A:1022952621810.[მკვდარი ბმული]
  46. ↑ Schlattl, H. (2001). „Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem“. Physical Review D. 64 (1): 013009. arXiv:hep-ph/0102063. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  47. ↑ 47.0 47.1 47.2 47.3 NASA – Sun. World Book at NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 10 მაისი 2013. ციტირების თარიღი: 10 October 2012.
  48. ↑ Tobias, S. M. (2005). „The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo“, რედ. A. M. Soward et al.: Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press, გვ. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2. 
  49. ↑ Mullan, D. J (2000). „Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona“, რედ. Page, D., Hirsch, J.G.: From the Sun to the Great Attractor. Springer, გვ. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. 
  50. ↑ 50.0 50.1 50.2 50.3 50.4 50.5 50.6 Abhyankar, K. D. (1977). „A Survey of the Solar Atmospheric Models“. Bulletin of the Astronomical Society of India. 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  51. ↑ Gibson, E. G. (1973). The Quiet Sun. NASA. 
  52. ↑ Shu, F. H. (1991). The Physics of Astrophysics, Volume 1. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4. 
  53. ↑ Rast, M.; Nordlund, Å.; Stein, R.; Toomre, J. (1993). „Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations“. The Astrophysical Journal Letters. 408 (1): L53–L56. Bibcode:1993ApJ...408L..53R. doi:10.1086/186829.
  54. ↑ Parnel, C.. Discovery of Helium. University of St Andrews. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 7 ნოემბერი 2015. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  55. ↑ Solanki, S. K.; Livingston, W.; Ayres, T. (1994). „New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere“. Science. 263 (5143): 64–66. Bibcode:1994Sci...263...64S. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  56. ↑ De Pontieu, B.; et al. (2007). „Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind“. Science. 318 (5856): 1574–77. Bibcode:2007Sci...318.1574D. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  57. ↑ 57.0 57.1 57.2 Hansteen, V. H.; Leer, E.; Holzer, T. E. (1997). „The role of helium in the outer solar atmosphere“. The Astrophysical Journal. 482 (1): 498–509. Bibcode:1997ApJ...482..498H. doi:10.1086/304111.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  58. ↑ 58.0 58.1 58.2 58.3 58.4 58.5 58.6 Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). „Heating of the solar and stellar coronae: a review“. Astron. Nachr. 328 (8): 726–733. Bibcode:2007AN....328..726E. doi:10.1002/asna.200710803.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  59. ↑ 59.0 59.1 59.2 59.3 Dwivedi, B. N. (2006). „Our ultraviolet Sun“ (PDF). Current Science. 91 (5): 587–595.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)[მკვდარი ბმული]
  60. ↑ 60.0 60.1 60.2 60.3 60.4 60.5 60.6 Russell, C. T. (2001). „Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial“, Space Weather (Geophysical Monograph). American Geophysical Union, გვ. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. ციტირების თარიღი: 2014-09-18.  დაარქივებული 2018-10-01 საიტზე Wayback Machine.
  61. ↑ A. G, Emslie; J. A., Miller (2003). „Particle Acceleration“, რედ. Dwivedi, B. N.: Dynamic Sun. Cambridge University Press, გვ. 275. ISBN 978-0-521-81057-9. 
  62. ↑ „The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass“ (პრეს-რელიზი). European Space Agency. 2005. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  63. ↑ The Mean Magnetic Field of the Sun. Wilcox Solar Observatory (2006). ციტირების თარიღი: 1 August 2007.
  64. ↑ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, გვ. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  65. ↑ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, გვ. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  66. ↑ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press, გვ. 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  67. ↑ „Sun flips magnetic field“. CNN. 16 February 2001. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 11 აგვისტო 2013. ციტირების თარიღი: 11 July 2009.
  68. ↑ Phillips, T.. (15 February 2001) The Sun Does a Flip. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 12 მაისი 2009. ციტირების თარიღი: 11 July 2009.
  69. ↑ Wang, Y.-M.; Sheeley, N. R. (2003). „Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum“. The Astrophysical Journal. 591 (2): 1248–56. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:10.1086/375449.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  70. ↑ დაარქივებული ასლი. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2016-08-13. ციტირების თარიღი: 2014-09-19.
  71. ↑ 71.0 71.1 doi: 10.1086/375492
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
    Lodders, K. (2003). „Abundances and Condensation Temperatures of the Elements“ (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl.): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  72. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, 2nd, Springer, გვ. 19–20. ISBN 0-387-20089-4. 
  73. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, 2nd, Springer, გვ. 77–78. ISBN 0-387-20089-4. 
  74. ↑ Aller, L.H. (1968). „The chemical composition of the Sun and the solar system“. Proceedings of the Astronomical Society of Australia. 1: 133. Bibcode:1968PASAu...1..133A.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  75. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, 2nd, Springer, გვ. § 9.2.3. ISBN 0-387-20089-4. 
  76. ↑ Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (Astrophysical Journal, vol. 142, p.1447)
  77. ↑ 77.0 77.1 77.2 Biemont, E. (1978). „Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 184: 683–694. Bibcode:1978MNRAS.184..683B. doi:10.1093/mnras/184.4.683.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  78. ↑ Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.
  79. ↑ Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)
  80. ↑ Smith (1976 cited in Biemont 1978)
  81. ↑ The Largest Sunspot in Ten Years. Goddard Space Flight Center (30 March 2001). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 23 აგვისტო 2007. ციტირების თარიღი: 10 July 2009.
  82. ↑ NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle. PhysOrg (4 January 2008). ციტირების თარიღი: 10 July 2009.
  83. ↑ Willson, R. C.; Hudson, H. S. (1991). „The Sun's luminosity over a complete solar cycle“. Nature. 351 (6321): 42–4. Bibcode:1991Natur.351...42W. doi:10.1038/351042a0.
  84. ↑ Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). „Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum“. Geophysical Research Letters. 19 (15): 1591–1594. Bibcode:1992GeoRL..19.1591L. doi:10.1029/92GL01578.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  85. ↑ Mackay, R. M.; Khalil, M. A. K (2000). „Greenhouse gases and global warming“, რედ. Singh, S. N.: Trace Gas Emissions and Plants. Springer, გვ. 1–28. ISBN 978-0-7923-6545-7. 
  86. ↑ Ehrlich, R. (2007). „Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change“. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 69 (7): 759. arXiv:astro-ph/0701117. Bibcode:2007JASTP..69..759E. doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  87. ↑ Clark, S. (2007). „Sun's fickle heart may leave us cold“. New Scientist. 193 (2588): 12. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2008-09-06. ციტირების თარიღი: 2014-09-23.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  88. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, გვ. 7–8. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  89. ↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). „The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS“. Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  90. ↑ Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). „Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions“. Science. 297 (5587): 1678–1683. Bibcode:2002Sci...297.1678A. doi:10.1126/science.1073950. PMID 12215641.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  91. ↑ Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). „Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites“. Nature. 436 (7054): 1127–1131. Bibcode:2005Natur.436.1127B. doi:10.1038/nature03882. PMID 16121173.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  92. ↑ doi:10.1080/00107511003764725
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  93. ↑ Ribas, Ignasi (February 2010). „Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium“. Proceedings of the International Astronomical Union. 264: 3–18. arXiv:0911.4872. Bibcode:2010IAUS..264....3R. doi:10.1017/S1743921309992298თარგი:Inconsistent citations დაიგნორებულია |contribution= (დახმარება)
  94. ↑ Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books, გვ. 96. ISBN 978-1-891389-16-0. 
  95. ↑ doi:10.1086/306546
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  96. ↑ 96.0 96.1 96.2 96.3 doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  97. ↑ doi:10.1086/173033
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  98. ↑ Bibcode: 1995A&A...297..727B
  99. ↑ Bibcode: 1995A&A...299..755B
  100. ↑ 100.0 100.1 100.2 Schröder, K.-P.; Smith, R.C. (2008). „Distant future of the Sun and Earth revisited“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link) იხილეთ აგრეთვე Palmer, J. (2008). „Hope dims that Earth will survive Sun's death“. New Scientist. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 17 მარტი 2008. ციტირების თარიღი: 24 March 2008.
  101. ↑ Carrington, D. (21 February 2000). „Date set for desert Earth“. BBC News. ციტირების თარიღი: 31 March 2007.
  102. ↑ Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present. ციტირების თარიღი: 5 October 2005.
  103. ↑ Solar radiation. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-11-01. ციტირების თარიღი: 2014-09-25.
  104. ↑ El-Sharkawi, Mohamed A. (2005). Electric energy. CRC Press, გვ. 87–88. ISBN 978-0-8493-3078-0. 
  105. ↑ Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5. ციტირების თარიღი: 12 November 2009.
  106. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press, გვ. 319–321. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  107. ↑ 107.0 107.1 "Today we know of more than a dozen dwarf planets in the solar system".The PI's Perspective დაარქივებული 2014-11-13 საიტზე Wayback Machine.
  108. ↑ დეტალური ინფორმაციისთვის იხილეთ სტატია დედამიწაზე.
  109. ↑ Reid, M.J. (1993). „The distance to the center of the Galaxy“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31 (1): 345–372. Bibcode:1993ARA&A..31..345R. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  110. ↑ Eisenhauer, F.; et al. (2003). „A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center“. Astrophysical Journal. 597 (2): L121–L124. arXiv:astro-ph/0306220. Bibcode:2003ApJ...597L.121E. doi:10.1086/380188. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  111. ↑ Horrobin, M.; et al. (2004). „First results from SPIFFI. I: The Galactic Center“ (PDF). Astronomische Nachrichten. 325 (2): 120–123. Bibcode:2004AN....325...88H. doi:10.1002/asna.200310181. დაარქივებულია ორიგინალიდან (PDF) — 2007-06-21. ციტირების თარიღი: 2014-09-26. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  112. ↑ Eisenhauer, F.; et al. (2005). „SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month“. Astrophysical Journal. 628 (1): 246–259. arXiv:astro-ph/0502129. Bibcode:2005ApJ...628..246E. doi:10.1086/430667. et al.-ის დაწვრილებითი გამოყენება |author2=-ში (დახმარება)CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  113. ↑ Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. (25 February 1993). „The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble“. Nature. 361 (6414): 706–707. Bibcode:1993Natur.361..704B. doi:10.1038/361704a0.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  114. ↑ English, J. (2000). „Exposing the Stuff Between the Stars“ (პრეს-რელიზი). Hubble News Desk. ციტირების თარიღი: 10 May 2007.
  115. ↑ Gillman, M.; Erenler, H. (2008). „The galactic cycle of extinction“. International Journal of Astrobiology. 7 (1): 17–26. Bibcode:2008IJAsB...7...17G. doi:10.1017/S1473550408004047.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  116. ↑ Leong, S.. (2002)Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year). The Physics Factbook. ციტირების თარიღი: 10 May 2007.
  117. ↑ Croswell, K. (2008). „Milky Way keeps tight grip on its neighbor“. New Scientist. 199 (2669): 8. doi:10.1016/S0262-4079(08)62026-6. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2008-09-17. ციტირების თარიღი: 2014-09-26.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  118. ↑ Garlick, M.A. (2002). The Story of the Solar System. Cambridge University Press, გვ. 46. ISBN 0-521-80336-5. 
  119. ↑ Javaraiah (2005). „Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity“. Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 362 (4): 1311–1318. arXiv:astro-ph/0507269. Bibcode:2005MNRAS.362.1311J. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09403.x.
  120. ↑ Alfvén, H. (1947). „Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 107 (2): 211. Bibcode:1947MNRAS.107..211A. doi:10.1093/mnras/107.2.211.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  121. ↑ Parker, E.N. (1988). „Nanoflares and the solar X-ray corona“. Astrophysical Journal. 330 (1): 474. Bibcode:1988ApJ...330..474P. doi:10.1086/166485.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  122. ↑ Sturrock, P.A.; Uchida, Y. (1981). „Coronal heating by stochastic magnetic pumping“. Astrophysical Journal. 246 (1): 331. Bibcode:1981ApJ...246..331S. doi:10.1086/158926.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  123. ↑ Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (1986). „Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere“. Science. 234 (4782): 1383–1385. doi:10.1126/science.11539665. PMID 11539665.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  124. ↑ planet, n.. Oxford English Dictionary (December 2007). ციტირების თარიღი: 7 February 2008. Note: select the Etymology tab
  125. ↑ Goldstein, Bernard R. (1997). „Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory“. Journal for the History of Astronomy. Cambridge (UK). 28 (1): 1–12. Bibcode:1997JHA....28....1G.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  126. ↑ Ptolemy (1998). Ptolemy's Almagest. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6. 
  127. ↑ WINTER SOLSTICE. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-07-25. ციტირების თარიღი: 2015-01-31.
  128. ↑ sun. Merriam Webster dictionary.
  129. ↑ Muhammad Husayn Haykal, Translated by Isma'il Razi A. al-Faruqi, The Life of Muhammad, American Trush Publications, 1976, ISBN 0-89259-002-5 [1]
  130. ↑ David Leverington (2003). Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy. Cambridge University Press, გვ. 6–7. ISBN 0-521-80840-5. 
  131. ↑ Sider, D. (1973). „Anaxagoras on the Size of the Sun“. Classical Philology. 68 (2): 128–129. doi:10.1086/365951. JSTOR 269068.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  132. ↑ Goldstein, B.R. (1967). „The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses“. Transactions of the American Philosophical Society. 57 (4): 9–12. doi:10.2307/1006040. JSTOR 1006040.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  133. ↑ Galileo Galilei (1564–1642). BBC. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  134. ↑ Ead, Hamed A.. Averroes As A Physician. University of Cairo. 
  135. ↑ A short History of scientific ideas to 1900, C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.
  136. ↑ 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.
  137. ↑ Sir Isaac Newton (1643–1727). BBC. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  138. ↑ Herschel Discovers Infrared Light. Cool Cosmos. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 25 თებერვალი 2012. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  139. ↑ 139.0 139.1 Thomson, W. (1862). „On the Age of the Sun's Heat“. Macmillan's Magazine. 5: 388–393.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  140. ↑ Lockyer, J.N. (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. Macmillan and Co. 
  141. ↑ Darden, L.. (1998)The Nature of Scientific Inquiry. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-08-17. ციტირების თარიღი: 2014-09-28.
  142. ↑ Hawking, S. W. (2001). The Universe in a Nutshell. Bantam Books. ISBN 0-553-80202-X. 
  143. ↑ Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington. Space Science. European Space Agency (2005). ციტირების თარიღი: 1 August 2007.
  144. ↑ Bethe, H.; Critchfield, C. (1938). „On the Formation of Deuterons by Proton Combination“. Physical Review. 54 (10): 862–862. Bibcode:1938PhRv...54Q.862B. doi:10.1103/PhysRev.54.862.2.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  145. ↑ Bethe, H. (1939). „Energy Production in Stars“. Physical Review. 55 (1): 434–456. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  146. ↑ Burbidge, E.M.; Burbidge, G.R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. (1957). „Synthesis of the Elements in Stars“. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  147. ↑ საქართველოდან დანახული ვენერას ტრანზიტი ასტრომოყვარულთა კლუბზე
  148. ↑ Goldstein, Bernard R. (March 1972). „Theory and Observation in Medieval Astronomy“. Isis. University of Chicago Press. 63 (1): 39–47 [44]. doi:10.1086/350839.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  149. ↑ van Gent, Robert H. Transit of Venus Bibliography. ციტირების თარიღი: 11 September 2009.
  150. ↑ Kollerstrom, Nicholas. (2004)William Crabtree's Venus transit observation. Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004. International Astronomical Union. ციტირების თარიღი: 10 May 2012.
  151. ↑ Teets, D.A. (2003). „Transits of Venus and the Astronomical Unit“. Mathematics Magazine. 76: 335–348. JSTOR 3654879.
  152. ↑ Halley, Edmund (1716). „A New Method of Determining the Parallax of the Sun, or His Distance from the Earth“. Philosophical Transactions. XXIX: 454. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 24 ივნისი 2011. ციტირების თარიღი: 17 ოქტომბერი 2014.
  153. ↑ Oxford Dictionary of National Biography: Jeremiah Dixon. Oxford University Press. ციტირების თარიღი: 22 February 2012.
  154. ↑ Pogge, Prof. Richard. Lecture 26: How far to the Sun? The Venus Transits of 1761 & 1769. ციტირების თარიღი: 25 September 2006.
  155. ↑ „Transits of Venus – Kiss of the goddess“. The Economist. 27 May 2004. ციტირების თარიღი: 25 September 2006.
  156. ↑ European Southern Observatory. Summing Up the Unique Venus Transit 2004 (VT-2004) Programme. ციტირების თარიღი: 2012-06-06.
  157. ↑ Phillips, T.. (2007)Stereo Eclipse. Science@NASA. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 10 ივნისი 2008. ციტირების თარიღი: 19 June 2008.
  158. ↑ Wade, M.. (2008)Pioneer 6-7-8-9-E. Encyclopedia Astronautica. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  159. ↑ Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2 აპრილი 2012. ციტატა: „NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983“ ციტირების თარიღი: 30 October 2010.
  160. ↑ 160.0 160.1 Burlaga, L.F. (2001). „Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results“. Planetary and Space Science. 49 (14–15): 1619–27. Bibcode:2001P&SS...49.1619B. doi:10.1016/S0032-0633(01)00098-8.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  161. ↑ Burkepile, C.. (1998)Solar Maximum Mission Overview. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 5 აპრილი 2006. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  162. ↑ „Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere“ (პრეს-რელიზი). Japan Aerospace Exploration Agency. 2005. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  163. ↑ Mission extensions approved for science missions. ESA Science and Technology (7 October 2009). ციტირების თარიღი: 16 February 2010.
  164. ↑ NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun. NASA Press Release Archives (11 February 2010). ციტირების თარიღი: 16 February 2010.
  165. ↑ Sungrazing Comets. LASCO (US Naval Research Laboratory). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 25 მაისი 2015. ციტირების თარიღი: 19 March 2009.
  166. ↑ JPL/CALTECH. (2005)Ulysses: Primary Mission Results. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 6 იანვარი 2006. ციტირების თარიღი: 22 March 2006.
  167. ↑ Calaway, M.J.; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P. (2009). „Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1“. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B. 267 (7): 1101. Bibcode:2009NIMPB.267.1101C. doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  168. ↑ STEREO Spacecraft & Instruments. NASA Missions (8 March 2006). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 23 მაისი 2013. ციტირების თარიღი: 30 May 2006.
  169. ↑ Howard R. A., Moses J. D., Socker D. G., Dere K. P., Cook J. W. (2002). „Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)“. Advances in Space Research. 29 (12): 2017–2026. Bibcode:2008SSRv..136...67H. doi:10.1007/s11214-008-9341-4.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link) CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  170. ↑ Srinivas Laxman & Rhik Kundu, TNN. (9 September 2012) Aditya 1 launch delayed to 2015-16. The Times of India. Bennett, Coleman & Co. Ltd.. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-05-10. ციტირების თარიღი: 2014-09-29.
  171. ↑ White, T.J.; Mainster, M.A.; Wilson, P.W.; Tips, J.H. (1971). „Chorioretinal temperature increases from solar observation“. Bulletin of Mathematical Biophysics. 33 (1): 1. doi:10.1007/BF02476660.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  172. ↑ Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. (1975). „The Human Fovea After Sungazing“. Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology. 79 (6): OP788–95. PMID 1209815.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  173. ↑ Hope-Ross, M.W.; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB (1993). „Ultrastructural findings in solar retinopathy“. Eye. 7 (4): 29–33. doi:10.1038/eye.1993.7. PMID 8325420.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  174. ↑ Schatz, H.; Mendelblatt, F. (1973). „Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD“. British Journal of Ophthalmology. 57 (4): 270–3. doi:10.1136/bjo.57.4.270. PMC 1214879. PMID 4707624.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  175. ↑ Chou, B.R.. (2005)Eye Safety During Solar Eclipses. "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."
  176. ↑ Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Sliney, D.H. (1976). „Retinal sensitivity to damage from short wavelength light“. Nature. 260 (5547): 153. Bibcode:1976Natur.260..153H. doi:10.1038/260153a0.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  177. ↑ Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Ruffolo, J.J. Jr.; Guerry, D. III, (1980). „Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear“, რედ. Williams, T.P.; Baker, B.N.: The Effects of Constant Light on Visual Processes. Plenum Press, გვ. 319–346. ISBN 0-306-40328-5. 
  178. ↑ Kardos, T. (2003). Earth science. J.W. Walch, გვ. 87. ISBN 978-0-8251-4500-1. 
  179. ↑ Macdonald, Lee (2012). „2. Equipment for Observing the Sun“, How to Observe the Sun Safely. Springer Science + Business Media, გვ. 17. DOI:10.1007/978-1-4614-3825-0_2. „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.“ 
  180. ↑ Espenak, Fred. (1996)Eye Safety During Solar Eclipses. NASA. ციტირების თარიღი: 26 April 1996.
  181. ↑ Haber, Jorg; Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter (2005). „Physically based Simulation of Twilight Phenomena“ (PDF). ACM Transactions on Graphics (TOG). 24 (4): 1353–1373. doi:10.1145/1095878.1095884. დაარქივებულია ორიგინალიდან (PDF) — 2011-05-17. ციტირების თარიღი: 2014-09-30.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  182. ↑ I.G. Piggin (1972). „Diurnal asymmetries in global radiation“. Springer. 20 (1): 41–48. Bibcode:1972AMGBB..20...41P. doi:10.1007/BF02243313.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
  183. ↑ The Green Flash. BBC. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 16 დეკემბერი 2008. ციტირების თარიღი: 10 August 2008.
  184. ↑ Barsh, G.S. (2003). „What Controls Variation in Human Skin Color?“. PLoS Biology. 1 (1): e7. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. PMC 212702. PMID 14551921.CS1-ის მხარდაჭერა: ref=harv (link)
ხ • გ • რ
მზემერკურივენერამთვარედედამიწაფობოსი და დეიმოსიმარსიცერერაასტეროიდთა სარტყელიიუპიტერიიუპიტერის ბუნებრივი თანამგზავრებისატურნისატურნის ბუნებრივი თანამგზავრებიურანიურანის ბუნებრივი თანამგზავრებინეპტუნის ბუნებრივი თანამგზავრებინეპტუნიპლუტონის ბუნებრივი თანამგზავრებიპლუტონიკოიპერის სარტყელიჰაუმეაჰაუმეას ბუნებრივი თანამგზავრებიმაკემაკეკოიპერის სარტყელიდისნომიაერისიმიმოფანტული დისკოჰილზის ღრუბელიორტის ღრუბელი
ხ • გ • რ
ევოლუცია
პროტოვარსკვლავი
სიკაშკაშის კლასი
სპექტრული
კლასიფიკაცია
ნარჩენები
თეორიული ვარსკვლავები
ნუკლეოსინთეზი
სტრუქტურა
თვისებები
ვარსკვლავური სისტემები
სიები
მონათესავე სტატიები
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=მზე&oldid=4615420“-დან