Segno lasciato su una superficie in modo da alterarne sgradevolmente il colore.
║ Fig. - Difetto, colpa che deturpi la purezza della coscienza e
dell'onore. • Med. - Zone o chiazze di aspetto diverso da quello delle
parti circostanti. Il termine è usato sia in anatomia sia in anatomia
patologica. • Elettr. -
M. catodica: m. luminosa che appare sul
catodo di un arco voltaico nella zona ove si ha emissione di elettroni. •
Arte - In pittura, stesura iniziale di colore che fissa sinteticamente l'aspetto
dell'immagine. Particolare sviluppo, ebbe la tecnica della
m. nella
pittura dei macchiaioli toscani. • Astron. -
M. lunari: zone oscure
che si rivelano al telescopio sulla faccia della Luna; sono interpretate come
regioni piane, in contrasto con le montagne e coi crateri più illuminati.
║
M. solari: parti più o meno estese della superficie solare
che appaiono più scure sullo sfondo molto più luminoso della
fotosfera. Le più piccole si dicono
pori. La nascita e lo sviluppo
tipico di una
m. risultano, sulla scorta delle osservazioni, procedere
così: da singoli piccoli pori si formano in generale due grandi
m., delle quali la precedente nel senso della rotazione del sole, quella
cioè che prima arriverà al bordo ovest è, nella maggior
parte dei casi la più compatta ed è dotata di un movimento
più veloce in longitudine. Fra queste due si forma a poco a poco un
collegamento con piccole
m. che presto però scompaiono e con esse
scompare anche la
m. seguente. Quella che resta, cioè la
precedente, prende allora una forma rotonda; diventa sempre più piccola e
si dissolve infine in piccole
m. e pori dai quali spesso si genera una
nuova formazione di
m. Tanto la durata quanto la grandezza delle
m. sono molto variabili. In ogni
m. completamente sviluppata si
distinguono l'ombra, che è la parte più interna e scura, e la
penombra, che circonda l'ombra. Ogni
m. è sede di un forte campo
magnetico. Gli studi più recenti hanno stabilito come le
m. solari
siano con ogni probabilità vortici fotosferici in cui regna una
temperatura più bassa che sul resto della superficie solare. La rotazione
dei vortici può essere destrogira o levogira; la posizione è
ordinariamente compresa fra + 35° di latitudine eliocentrica. Si è
notato come il numero delle
m. vari da un minimo a un massimo ogni undici
anni circa (11,1) risultando generalmente più breve in detto ciclo
l'intervallo tra il minimo e il massimo (4-5 anni) che fra il massimo e il
minimo (6,6 anni). È inoltre notevole il fatto che le prime
m.
appaiano verso le latitudini estreme (circa +30° -35°) e poi verso le
più vicine all'equatore solare. Una più precisa valutazione della
attività solare per il fenomeno delle
m. si ottiene misurando
giornalmente il rapporto fra le loro aree e l'area visibile del sole.
Considerazioni basate sullo studio dei campi magnetici delle
m. solari
fanno supporre che il loro ciclo completo sia della durata di 22-23 anni
piuttosto che di 11,1. L'apparizione delle
m. più estese spesso
coincide con la formazione di aurore polari e con lo scatenarsi di tempeste
magnetiche. Molto spesso in associazione all'apparire delle
m. solari si
assiste alla formazione delle cosiddette protuberanze solari, nubi di gas
luminose e incandescenti che si proiettano dal sole nello spazio fino a 330.000
km. Esse possono apparire come improvvisi getti o persistere per qualche tempo.
Tutto intorno alle zone occupate dalle
m. si possono osservare
particolari fenomeni che si esprimono con la presenza di
facole, ovvero
zone molto luminose probabilmente formatesi per eruzioni di idrogeno. Le
più recenti ricerche hanno dimostrato come attraverso l'osservazione di
m. situate a diverse latitudini si possa affermare come il sole non ruoti
come un corpo solido ma presenti invece una rotazione equatoriale più
veloce di quanto non lo sia quella verso i poli. Le prime osservazioni compiute
sull'andamento delle
m. solari si devono a Galileo Galilei, al quale pure
è dovuta l'identificazione delle facole.