მზის აქტივობა 11 წლიანი პერიოდით ხასიათდება. გაზრდილი  აქტივობა ნიშნავს მზის ულტრაიისფერი და რენტგენული გამოსხივების ზრდას, რაც დედამიწის ატმოსფეროზე დიდ გავლენას ახდენს. მზის ანთებებისა და ამოფრქვევების რაოდენობის მატება ზრდის კოსმოსში მყოფი სენსიტიური ხელსაწყოების  მაღალენერგეტიკული ნაწილაკებისგან დაზიანების ალბათობას. ენერგეტიკული ნაწილაკები (solar energetic particle, SEP) საფრთხეს წარმოადგენს კოსმოსში მყოფი ასტრონავტებისთვის, ასევე პოლარულ რეისებში მყოფი მგზავრებისთვის.

მზის აქტივობა დედამიწის კლიმატზეც ახდენს გავლენას. მზის სრული გამოსხივების ცვალებადობა თითქოს არც ისე დიდია, მაგრამ ნაპოვნია მაღალი კორელაცია, რომ დედამიწაზე ტემპერატურა იზრდება და მცირდება მზის აქტივობის ზრდა-შემცირების შესაბამისად.

მზის ციკლს მაგნიტური ბუნება გააჩნია, რაც ფორმირებულია მზის შიგნით მიმდინარე დინამო პროცესებით. მზის ინტერიერში მაგნიტური ველები და იონიზირებული პლაზმა ერთად მოძრაობს. სადაც პლაზმური წნევა აჭარბებს მაგნიტურ წნევას, მისი ენერგია ჭარბობს მაგნიტურ ენერგიას, რის გამოც პლაზმის მოძრაობა აკონტროლებს მაგნიტურ ველს. მაგნიტური ველი გადაიტანება და გარდაიქმნება პლაზმის დინებებით.

დინამო მოდელების უმეტესობა ორ ძირითად პროცესს მოიცავს: წანაცვლებითი მოძრაობა, რომელიც აძლიერებს მაგნიტურ ველს და მიყავს დინების მიმართულებით (ომეგა ეფექტი) და სპირალური მოძრაობა, რომელიც წევს და გრიხავს მაგნიტურ ველს სხვა სიბრტყეში (ალფა ეფექტი). 1961 წელს ბებკოკმა აღწერა ფენომენოლოგიური დინამო მოდელი, სადაც ეს წანაცვლებითი მოძრაობა არის მზის დიფერენციალური ბრუნვა. მისი მოდელი იწყება პოლოიდალური ველით, რომელიც გადაჭიმულია პოლუსებს შორის. დაკვირვებულ განედურ ბრუნვას შეუძლია ეს სუსტი ველი წაიღოს და წაანაცვლოს, რითიც წარმოქმნის უფრო ძლიერ ტოროიდალურ ველს, რომელიც ეკვატორის პარალელურად არის შემოხვეული მზეზე.

ბებკოკმა შენიშნა, რომ ტოროიდალური ველი მაქსიმუმს აღწევდა 30 გრადუსის სიახლოვეს, იქ, სადაც წანაცვლება არის ყველაზე დიდი (იქ, სადაც მზის ლაქები პირველად ჩნდებიან ახალი ციკლის დასაწყისში). მის მოდელში ტოროიდალური ველი არ არის ზუსტად დასავლეთიდან აღმოსავლეთისკენ მიმართული, ის ინარჩუნებს ჩრდილოეთის და სამხრეთის კომპონენტებსაც. რაც გვაძლევს მცირედ დახრას წინა და მის თანმდევ აქტიურ რეგიონებს შორის. როცა ბებკოკმა ეს მოდელი წარმოადგინა, მაშინ მზის მერიდიანულ ცირკულაციაზე მხოლოდ ის იყო ცნობილი, რომ ის უფრო სუსტი იყო დიფერენციალურ ბრუნვასთან შედარებით. იყო მოხსენებები იმის შესახებ, რომ დაბალ განედებზე მზის ლაქების ჯგუფი  მიემართებოდა ეკვატორისკენ, ხოლო მაღალ განედებზე კი პოლუსებისკენ. ამ დაკვირვებებმა ბებკოკი მიიყვანა იმ დასკვნამდე, რომ არსებობს მერიდიანული დინებები, რომლებიც დაბალ განედებიდან ეკვატორისკენ მიემართებიან, მაღალი განედებიდან კი პირიქით, პოლუსებისკენ. ამ მოდელში მერიდიანულ დინებებს დაბალ განედზე არსებული მაგნიტური ველი (ანუ წინმდევი პოლარობა) გადააქვს ეკვატორისკენ, სადაც ის იშლება საწინააღმდეგო პოლარობის მეორე ნახევარსფეროს მაგნიტურ ველთან. ამასთანავე მაღალ განედებზე მომდევნო პოლარობის მაგნიტური ველი გადაიტანება პოლუსებისკენ. ეს ახალი ციკლის ნაკადი იშლება საწინააღმდეგო პოლარობის ველთან, რომელიც წინა ციკლიდანაა შემორჩენილი, და ასე ყალიბდება ახალი პოლარული ველი შებრუნებული ნიშნით, რაც ასრულებს მაგნიტურ ციკლს.

მზის ლაქების ადრეული ჩანაწერები 2000 წლის წინანდელ ჩინურ წყაროებშია ნაპოვნი. თუმცა, ტელესკოპის პირველად გამოყენებისას მათი არსებობა ნამდვილი სიურპრიზი აღმოჩნდა 17 საუკუნეში, რისი მიზეზიც შესაძლოა დასავლური ფილოსოფია იყო, სადაც ცა და მზე მოიაზრებოდა სრულყოფილად და უმწიკვლოდ. მზის ლაქების შესაძლო პერიოდულობის შესახებ ცნობები ქრისტიან ჰორბოუს ჩანაწერებშია ნაპოვნი. 1776 წელს ის წერდა, რომ მათი დაკვირვებების შედეგად მზის ლაქების ცვლილებას პერიოდული ხასიათი ქონდა, თუმცა იმ დროს არავის გაუკეთებია ზუსტი დასკვნები ამის შესახებ.

ლაქების ციკლური ხასიათი დადასტურდა მხოლოდ 1844 წელს, როდესაც შვაბემ გააკეთა 18წლის განმავლობაში დაგროვილი დაკვირვებების, მზის ლაქების ჯგუფებისა და ულაქო დღეების ანალიზი. მან აღმოაჩინა 10 წლიანი პერიოდი. პირველ ნახაზზეა წარმოდგენილი მისი დაკვირვებები 1826 დან 1843 წლამდე

შვაბეს აღმოჩენის შემდეგ ვოლფმა დაიწყო მზეზე ყოველდღიური დაკვირვებები და ლაქების ჯგუფების იდენტიფიცირება. მან გააცნობიერა, რომ გაცილებით ადვილი იყო ჯგუფების იდენტიფიცირება, ვიდრე ინდივიდუალური ლაქების:

R=k(10g+n)

სადაც k კორექციის ფაქტორია დამკვირვებლისთვის, g  ლაქების ჯგუფია, ხოლო n ინდივიდუალური ლაქების რიცხვი. თავად ვოლფი კორექციის ფაქტორს 1-ის ტოლად მიიჩნევდა, თუმცა სხვა დამკვირვებლებმა k=0.60 გამოიყენეს. გარდა იმისა რომ ვოლფმა დაიწყო ლაქების ყოველდღიური აღრიცხვა, მან გააფართოვა თავისი ჩანაწერები და სცადა აღედგინა 100 წლის წინანდელი ჩანაწერები. ხშირად არასრულყოფილ მონაცემებს ავსებდა გეომაგნიტური აქტოვობის გაზომვებით, ამიტომაც მონაცემები საკმაოდ არასანდოა 1849 წლამდე, სანამ ვოლფი არ დაიწყებდა მზის ლაქების იდენტიფიცირებას.

მზის აქტივობის მონაცემები

1. მზის ლაქების რიცხვი. მონაცემების დიდი რაოდენობის გამო საერთაშორისო მზის ლაქების რიცხვი Ri მზის აქტივობის ძირითადი ინდიკატორია. ტრადიციულად ლაქების ჯგუფების მონაცემებში ხელმისაწვდომია ყოველდღიური, თვიური საშუალო, წლიური საშუალო და გაგლუვებული რიცხვები. გარდა ISSN-ისა, კიდევ არსებობს USAF/NOAA-ს მიერ 1977 წლიდან წარმოებული Boulder Sunspot Number , 1944 წლიდან წარმოებული American Sunspot Number და მზის ლაქების ჯგუფი, Group Sunspot Number (GSN). ეს უკანასკნელი ინდექსი ითვლის ლაქების ჯგუფების რიცხვს,  ასაშუალებს რამდენიმე დამკვირვებლისგან მიღებულ მონაცემებს და შემდეგ ანორმირებს ISSN-თან:

სადაც N დამკვირვებლების რაოდენობაა, K -დამკვირვებლების კორექციის ფაქტორი, G- დაკვირვებული ლაქების ჯგუფების რიცხვი, ხოლო 12.08 ანორმირებს მიღებულ რიცხვს ISSN-თან. ეს მონაცემები ხელმისაწვდომია NOAA-ს ვებგვერდზე, ISSN-ის ნახვა კი შეიძლება SILSO-ს ვებგვერდზე.

2. ლაქების ფართობები მზის აქტივობის უფრო ფიზიკური გაზომვაა. ფართობები და პოზიციები 1874 წლიდან ჩაიწერებოდა გრინვიჩის სამეფო ობსერვატორიაში. მონაცემები ასევე ხელმისაწვდომია სხვადასხვა მზის ობსერვატორიებიდანაც, და მიუხედავად მონაცემთა წყვეტისა, ისინი ძალიან სასარგებლონი არიან გრინვიჩის წყვეტილი მონაცემების შესავსებად
3. 10.7 სმ მზის ნაკადი, რომელიც ყოველდღიურად იწარმოება კანადის მზის რადიო მონიტორინგის მიერ 1946 წლიდან
4. მზის სრული გამოსხივება ყველა ტალღის სიგრძეში. ზუსტი გაზომვები ხელმისაწვდომი გახდა მას შემდეგ, რაც კოსმოსური თანამგზავრები გაუშვეს: Nimbus-7, Solar Maximum Mission (SMM), the Earth Radiation Budget Satellite (ERBS), Noaa-9, Noaa-10, SOHO, SORCE (იხილეთ ნახაზი 4)
5. მაგნიტური ველი პირველად ჰეილმა გაზომა მზის ლაქებში 1908 წელს. მზის ციკლის მაგნიტური ბუნება კარგად გამოჩნდა დაკვირვებების რამდენიმე ციკლზე განვრცობით. მაგნიტური ველის მონაცემები ხელმისაწვდომია მხოლოდ 1970 წლიდან. ჰეილმა 1919 წელს აღმოაჩინა, რომ მზის ლაქების ჯგუფში წინმავალ და უკანმავალ ლაქებს აქვთ ერთმანეთის საწინააღმდეგო პოლარობა.  ასეთ ჯგუფებში შესაბამის ლაქებს ჩრდილოეთ და სამხრეთ ნახევარსფეროში აქვთ საწინააღმდეგო პოლარობა, და უფრო მეტიც, ახლანდელი ციკლის ლაქები არიან წინა ციკლის ლაქების საწინააღმდეგო პოლარობის. როგორც აღმოჩნდა მზის პოლარული ველიც იცვლის ნიშანს. ბებკოკმა 1958 წელს შენიშნა, რომ სამხრეთ პოლარულმა ველმა ნიშანი შეიცვალა გვიან 1957 წელს, მაშინ როცა 1 წლის შემდეგ ჩრდილო პოლარულმა ველმაც შეიცვალა ნიშანი. მან დაასკვნა რომ გადაპოლარება ხდება სისტემატიურად ციკლის მაქსიმუმში. პოლარული ველები ყოველდღიურად იზომება ვილკოქსის მზის ობსერვატორიაში 1970 წლიდან. პოლარული ველები აღწევენ თავის პიკს მაშინ როცა მზის აქტივობის მინიმუმია, და პირიქით ნიშანს იცვლიან მაქსიმუმის დროს. რა თქმა უნდა სხვადასხვა ციკლში მათი სიმძლავრე განსხვავებულია. 1970 წლიდან დღმდე კიტ პიკის ეროვნულ ობსერვატორიაში წარმოებს მაგნიტური ველის სისტემატიური, მაღალი გარჩევის დღიური დაკვირვებები. სინოპტიკური რუკები კი ხელმისაწვდომია 1975-2003 წლებში. შემდეგ უფრო მაღალი გარჩევის მქონე SOLIS-ი გამოჩნდა. ამ ორ ხელსაწყოს შორის არსებული მონაცემთა ხარვეზი კი შევსებულია SOHO/MDI-ის მიერ

   

   მაგნიტური ველი სინოპტიკური რუკებიდან ასახულია “პეპლების მაგნიტურ დიაგრამაზე” (იხილეთ ნახაზი 3). გარდა 11 წლიანი ციკლისა, ლაქების ზონის ეკვატორისკენ წანაცვლებისა და მინიმუმში ნიშნის შეცვლისა, პეპლების დიაგრამა აჩვენებს ჰეილის პოლარობის კანონს, პოლარული ველების ნიშნის შეცვლას და ჯოის კანონს.

   ჯოის კანონი: წყვილი ლაქებიდან მომდევნო ლაქა უფრო მაღლაა ეკვატორისგან ვიდრე წინმავალი ლაქა, და რაც უფრო მაღალია განედი, მით მეტად იზრდება ეკვატორის მიმართ დახრილობა.

   

6. ანთებები და კორონალური მასის ამოფრქვევები. კერინგტონმა და ჰოჯსონმა 1859 წელს ერთმანეთისგან დამოუკიდებლად ჩაატარეს მზის ანთების პირველი დაკვირვებები. ტელესკოპში დაკვირვებისას კერინგტონმა შეამჩნია გაელვება, რაც 5 წუთამდე გაგრძელდა. ჰოჯსონმა კი თითქმის იმავდროული გეომაგნიტური შეშფოთებები შენიშნა. მას შემდეგ ანთებები დაიკვირვებოდა დედამიწიდან H-alpha-ში. კორონალური მასის ამოფრქვევები ხშირად ასოცირდებიან ანთებებთან. ეს მოვლენა 1970 წელს აღმოაჩინეს OSO-7-ის დაკვირვებებით. მისი უწყვეტი დაკვირვებები დაიწყო SOHO_ს ერასთან ერთად.

   

7. გეომაგნიტური აქტივობა. იგიც დამოკიდებულია მზის ციკლზე, თუმცა უფრო კომპლექსურად, ვიდრე მზის ლაქები, რადიო ნაკადები, ან ანთებები და ამოფრქვევები. გეომაგნიტური აქტივობის რამდენიმე ინდექსი არსებობს, რომლებიც ზომავენ დედამიწის მაგნიტური ველის სიმძლავრეს და მიმართულებას დედამიწაზე არსებული გეომაგნიტური ობსერვატორიების ქსელიდან. ფეინმანმა 1982 წელს გეომაგნიტური ვარიაცია ორ კომპონენტად დაყო: ერთი პროპორციული მზის ციკლის მიმართ, ხოლო მეორე მზის ციკლის ანტიფაზაში მყოფი. აღმოჩნდა, რომ როცა ლაქების რიცხვი იზრდება, გეომაგნიტური აქტივობაც შესაბამისად იზრდება. თუმცა აქტივობის საკმაოდ მაღალი დონე ნარჩუნდება მაშინაც კი, როცა ლაქების რიცხვი ძალიან მცირეა.

მზის ყველა ციკლს თავისი დამახასიათებელი თვისება აქვს, თუმცა ამ თვისებების უმეტესობა ყველა ციკლისთვის საერთოა, რაც აქტივობის ციკლის მოდელის შედგენისთვის ძალიან მნიშვნელოვანია. დამახასიათებელი თვისებებია მინიმუმი და მაქსიმუმი, ამპლიტუდა, პერიოდი, ფორმა. მზეს დაახლოებით 11 წლიანი ციკლი ახასიათებს, რაც იმას ნიშნავს რომ 11 წელიწადში ერთხელ ინტენსივობა იზრდება და მცირდება. ციკლის პერიოდი განსაზღვრულია ერთი მინიმუმიდან მომდევნო ციკლის მინიმუმამდე დროით. ამიტომ პერიოდის მნიშვნელობა დამოკიდებულია თვითონ ციკლის ქცევაზე. ამპლიტუდის ზუსტი მნიშვნელობა განისაზღვრება აქტივობის ინდექსით. მზის ციკლი ასიმეტრიულია მაქსიმუმების მიმართ. დრო მინიმუმიდან მაქსიმუმამდე თითქმის ყოველთვის უფრო მცირეა ვიდრე დრო მაქსიმუმიდან მინიმუმამდე. საშუალო ციკლს ჭირდება 48 თვე რომ მიაღწიოს მინიმუმიდან მაქსიმუმს, და 84 თვე რომ ისევ მინიმუმი გახდეს.

ჩრდილოეთის და სამხრეთ ნახევარსფეროების შედარებამ გვიჩვენა, რომ მათ სხვადასხვანაირი აქტივობის დონე გააჩნიათ. ზოგჯერ ერთ ნახევარსფეროში ჩანს ლაქები, მეორეში კი არა, ერთში მეტია აქტივობის დონე, ვიდრე მეორეში, და ეს ვრცელდება არა მარტო ლაქებზე, არამედ პროტუბერანცებზეც, ფლოკულებზე, კორონის სიკაშკაშეზეც. მზის დიდი ანთებები და მაგნიტურად კომპლექსური ლაქების ჯგუფიც იგივე ასიმეტრიას ამჟღავნებენ, რასაც ჩრდილო-სამხრეთის ასიმეტრია ქვია. ასიმეტრია დიდად არ ცვლის და არ წაანაცვლებს მაქსიმუმის და მინიმუმის ფაზებს, ორივე ნახევარსფეროში მაქსიმუმი და მინიმუმი თითქმის ერთდროულად ხდება

მზის ცვალებადობა მხოლოდ 11 წლიანი ციკლით არ ხასიათდება. არსებობს უფრო მოკლე, რამდენიმე თვიანი, რამდენიმე წლიანი, და უფრო გრძელი პერიოდებიც, რომელიც ასეული წლები გრძელდება.

მაუნდერის მინიმუმი. მაუნდერმა 1890 წელს შენიშნა, რომ 1645-1715 წლებში მზის ციკლი “შეწყდა”. ამ პერიოდში ბევრმა დამკვირვებელმა აღნიშნა მზეზე ლაქების ნაკლებობა. მეოცე საუკუნის ბოლოს დამკვირვებლებმა ბერილიუმის ვარიაციებზე დაყრდნობით აღნიშნეს, რომ მაუნდერის მინიმუმის დროს მაგნიტური ციკლი ისევ მიმდინარეობდა, თუმცა იმდენად სუსტი იყო, რომ ვერ შეძლო ინტენსიური მაგნიტური ველის წარმოქმნა ლაქებში.

გნევიშევ-ოლის წესი. მათ აღმოაჩინეს, რომ თუკი ციკლებს დავყოფთ წყვილებად, რომელშიც ერთი არის ლუწი, და მისი მომდევნო ციკლი იქნება კენტი, მაშინ კენტ ციკლში მზის ლაქების რაოდენობა იქნება გაცილებით მეტი, ვიდრე ლუწში.

მეოცე საუკუნის მეორე ნახევარში აღმოაჩინეს 154 დღიანი პერიოდულობა, რომელსაც აღმომჩენის სახელი – რიეგერის პერიოდი ეწოდა. 154 დღიანი პერიოდი პირველად გამა ანთებებში იპოვეს, შემდეგ წლებში კი აღმოაჩინეს მზის თითქმის ყველა ინდექსში რომელიც მჭიდროდაა დაკავშირებული მზის გლობალურ მაგნიტურ ველთან. ლაქების ფართობების მონაცემების გაანალიზების შემდგომ, მეცნიერები იმ დასკვნამდე მივიდნენ, რომ ეს პერიოდი აუცილებლად მზის მაქსიმუმში ჩანს 1-3 წლამდე შუალედში.

მიუხედავად საუკუნოვანი დაკვირვებისა, დაკვირვების ტექნიკის გაუმჯობესებისა და თანამგზავრების კოსმოსში გაშვებისა, მზის ციკლი  ისევ რჩება მზის ფიზიკის ერთ ერთ მნიშვნელოვან და ბოლომდე გადაუჭრელ პრობლემად.