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mwtgMintaka (mwtwδ Ori / δ Orionis / Delta Orionis) è un mwuasistema stellare appartenente alla mwuqcostellazione di mwugOrione. Essa è uno dei tre astri che formano il famoso mwuwasterismo della mwvaCintura di Orione, al centro della costellazione. Sebbene la sua mwvqmagnitudine apparente sia +2,21, Mintaka è solo la settima stella in ordine di mwvgluminosità all'interno della costellazione, a causa della ricchezza di stelle luminose che la caratterizzano. È anche la più debole delle tre della Cintura.

• Osservazione

• Ambiente galattico

• Caratteristiche

• Delta Orionis A

• Delta Orionis B

• Delta Orionis C

• Significato culturale

• La cintura di Orione

• Note

• Voci correlate

• Altri progetti

• Collegamenti esterni

Mintaka è una delle tre stelle che compongono la mwwwCintura di Orione, essendo le altre due mwxaAlnitak e mwxqAlnilam. In particolare Mintaka è la stella più occidentale della Cintura, in quanto Alnilam e Alnitak sono osservabili, rispettivamente, a poco meno di 2° e a poco meno di 4° a sud-est da essa. La Cintura di Orione, che nella rappresentazione mitologica della costellazione raffigura appunto la cintura del gigante mwxgOrione, è uno dei più famosi mwxwasterismi del cielo: la luminosità delle sue componenti e la loro caratteristica disposizione in una fila che va da sud-est a nord-ovest la rende facilmente individuabile.

Nonostante sia solo la settima stella in ordine di luminosità nella costellazione, Mintaka ha tuttavia ricevuto la lettera Delta nel catalogo di mwyqBayer. Quest'ultimo ha infatti catalogato le stelle della Cintura da ovest a est, non tenendo conto della loro luminosità, ma della loro posizione. Di conseguenza Alnilam ha ricevuto la lettera Epsilon e Alnitak la lettera Zeta.

Mintaka è una stella molto vicina all'mwywequatore celeste, posta solo 17 mwzaprimi a sud di esso. Questa particolare posizione la rende visibile da praticamente tutte le mwzqlatitudini della mwzgTerra. Questa caratteristica fa sì che la stella sorga e tramonti quasi esattamente a est e a ovest. Essa appare molto bassa all'orizzonte nelle regioni mwzwartiche e mw0aantartiche mentre mano a mano che si procede verso l'mw0qequatore essa appare sempre più alta nel cielo. Questa stessa posizione, d'altra parte, rende Mintaka mw0gcircumpolare solo nelle immediate vicinanze del mw0wpolo sud: al polo sud, infatti, questa stella, pur essendo bassissima sull'mw1aorizzonte (17mw1q' sopra), non tramonta mai, compiendo un giro completo durante la giornata tenendosi appena sopra di esso.

Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da novembre a maggio.

Mintaka fa parte dell'mw3gassociazione OB mw3wOrion OB1, una delle associazioni OB meglio conosciute e studiate della mw4avolta celeste. Tale associazione si trova sullo stesso braccio della mw4qVia Lattea su cui si trova anche il mw4gSole, cioè il mw4wbraccio di Orione, il cui nome deriva dal fatto che il suo punto più ricco ed intenso si trova proprio in direzione della costellazione di Orione. Si tratta di una vastissima associazione cui appartengono almeno 10.000 stellecite-ref-bally-16-0[16]. Fra queste ci sono alcune stelle particolarmente mw6amassicce: si calcola che a Orion OB1 appartenevano originariamente circa 30-100 stelle con una mw6qmassa maggiore di 8 mw6gM☉. 10-20 di queste stelle sono già esplose in mw7asupernovae, dando vita ad ulteriori episodi di mw7qformazione stellarecite-ref-bally-16-1[16].

Orion OB1 viene suddivisa in vari sottogruppi: Mintaka farebbe parte, assieme alle due altre stelle brillanti della Cintura e alle stelle di colore azzurro di quarta e quinta magnitudine nelle loro vicinanze, al sottogruppo OB1b. Si stima che tale sottogruppo abbia un'età compresa fra gli 1,7 e gli 8 milioni di anni e che disti da noi circa 400 mw8wparseccite-ref-bally-16-2[16]. In particolare la distanza di Mintaka è stimata essere 387 mw-aparsec (1263 mw-qanni luce circa)cite-ref-shenar2015-7-1[7].

Mintaka è posta in un ambiente molto ricco di mw-wnubi interstellari, facenti parte del mwaqaComplesso di Orione, uno dei complessi nebulosi in assoluto più studiati. Nel mwaqe1904, mwaqiJohannes Franz Hartmann scoprì delle mwaqmlinee di assorbimento nello mwaqqspettro di Mintaka, che non potevano essere dovute alle varie componenti della stellacite-ref-kaler-17-0[17]. Da questa scoperta, e da altre simili che seguirono, ora sappiamo che la mwaqknostra Galassia contiene un mwaqomezzo interstellare composto da mwaqsgas e polveri, che costituisce la materia da cui si formano le nuove stellecite-ref-kaler-17-1[17].

Mintaka è una mwaristella multipla molto complessa, formata da almeno sei componenti. Un debole mwarmtelescopio o un potente mwarqbinocolo rivela già una compagna di mwarumagnitudine 6,85 a 52 mwarysecondi d'arco dalla principalecite-ref-price-14-1[14]. Mentre la principale è stata nominata mwarsDelta Orionis A, la sua compagna ha ricevuto il nome di mwarwDelta Orionis C. Mediante un potente telescopio è distinguibile fra le due, a 33 secondi d'arco dalla principale, una debole stella di magnitudine 14cite-ref-price-14-2[14], chiamata mwaseDelta Orionis B. Le componenti A e C sono a loro volta dei sistemi multipli.

Delta Orionis A è un mwasqsistema triplo. Una componente molto vicina alla principale è stata osservata per la prima volta da Heintz (1980)cite-ref-18[18] ed è stata confermata da Mason e colleghi (1999)cite-ref-19[19]. Essa è stata nominata mwas0Delta Orionis Ab, mentre la principale ha ricevuto il nome di mwas4Delta Orionis Aa. Lo stesso Mason e altri colleghi (2009)cite-ref-20[20] hanno successivamente ipotizzato che le due componenti orbitino intorno al loro comune mwatmcentro di massa con un mwatqperiodo di 201 anni, che il mwatusemiasse maggiore dell'orbita della secondaria sia di 0,26 secondi d'arco, che la sua mwatyeccentricità sia 0,56 e che l'mwatcinclinazione orbitale ammonti a 108°cite-ref-21[21]. Gli autori ammettono comunque che si tratta di misure molto preliminari con un ampio margine di errore, infatti Tokovinin e colleghi citano un periodo di 346 annicite-ref-tokovinin-22-0[22]. Poco si sa sulla natura di Delta Orionis Ab: Mayer e colleghi (2010)cite-ref-mayer-3-3[3] avanzano l'ipotesi che sia una mwauqstella subgigante di colore blu e di mwauuclasse spettrale O9 IV, con una mwauytemperatura superficiale di 32.000 mwaucK. La sua magnitudine apparente è 3,6, sicché sarebbe una stella agevolmente osservabile a mwaugocchio nudo se non fosse così vicina alla principale, dalla quale distava 0,2" nel 1978 e 0,3" nel 2013, che alla distanza di 1263 anni luce corrispondono rispettivamente a 80 e 120 UA circacite-ref-formula-23-0[23]. Uno studio del 2023 di A. Oplištilová e colleghi indica che Ab orbita attorno alla coppia interna Aa-Ab una volta ogni 147,4 anni. L'orbita è piuttosto mwau0eccentrica, con la separazione che varia tra 38,34 UA e 148 UA.cite-ref-opli2023-6-10[6]

Delta Orionis Aa, a sua volta, è una mwavmbinaria a eclisse, una delle più brillanti dell'intera volta celeste. Essa è stata riconosciuta come binaria per la prima volta nel mwavq1900cite-ref-24[24]. La magnitudine apparente massima del sistema è 2,20, ma esso presenta due minimi di 0,11 e 0,07 magnitudini quando le due componenti si eclissano l'una con l'altracite-ref-mayer-3-4[3]. Esse sono state chiamate mwav0Delta Orionis Aa1 e mwav4Delta Orionis Aa2. La principale, Delta Orionis Aa1, è una stella blu di classe spettrale O9 IIcite-ref-simbada-1-5[1], mentre la secondaria, Delta Orionis Aa2, è una mwawmstella gigante azzurra-blu di classe spettrale B 0,5 IIIcite-ref-kholtygin-2-5[2]. Esse orbitano intorno al comune centro di massa con un periodo di 5,732436 giornicite-ref-mayer-3-5[3]. Lo studio del sistema non si è rivelato facile a causa della vicinanza della componente Ab, la cui luce si sovrappone a quella della principale. Analizzando le oscillazioni nella mwawwvelocità radiale della primaria, Harvin e colleghi (2002)cite-ref-harvin-11-2[11] deducono una mwaxemassa di 11,2 mwaxiM☉ per la componente Aa1 e si 5,6 Mmwaxq☉ per la componente Aa2. Si tratta di valori sorprendentemente bassi per le classi spettrali a cui le due stelle appartengono. Tuttavia Mayer e colleghi (2010)cite-ref-mayer-3-6[3] ritengono che le misure di Harvin e colleghi (2002) siano viziate dalla interferenza della componente Ab. Rianalizzando le velocità radiali misurate e utilizzando nuove osservazioni, essi inferiscono masse pari a, rispettivamente, 25 Mmwaxk☉ e 10 ± 0,4 Mmwaxo☉, molto più consoni alle classi spettrali delle due stelle. Osservazioni degli anni 2020 riducono notevolmente la stima delle masse delle 3 componenti, indicando che per Aa1, Aa2 e Ab esse siano rispettivamente di 17,8, 8,5 e 8,8 masse solari con un mwaxsmargine d'errore di una sola massa solarecite-ref-opli2023-6-11[6]. L'eccentricità dell'orbita della principale è stimata essere 0,088 ± 0,003, il suo semiasse maggiore circa 30 milioni di km e l'inclinazione dell'orbita rispetto alla nostra visuale 74° ± 7°cite-ref-mayer-3-7[3]. Le classi a cui le due componenti del sistema appartengono sono costituite da stelle molto calde e mwayqluminose: la temperatura superficiale di Delta Orionis Aa1 è stimata essere intorno a 30.000 K, mentre quella di Delta Orionis Aa2 è 21.960 ± 2310 Kcite-ref-mayer-3-8[3]; la loro luminosità è stimata essere rispettivamente 180.000 mwaykL☉ e 12.000 Lmways☉cite-ref-kholtygin-2-6[2].

Entrambe le componenti del sistema Aa sono in un avanzato stato della loro mwazeevoluzione. Esse sono già fuoriuscite dalla mwazisequenza principale e stanno aumentando il loro mwazmvolume. Il mwazqraggio della principale è ipotizzato essere 14 mwazuR☉, mentre quello della secondaria 4 Rmwazc☉cite-ref-opli2023-6-12[6]. In ogni caso, entrambe le stelle sono ancora ben all'interno del loro mwazwlobo di Roche e quindi non ci sono ancora scambi importanti di materiale fra i due astri. Le alte velocità di rotazione misurate dei due astri confermano che essi non hanno perso ancora molta della loro mwaz0velocità angolare a causa della loro espansione, che quindi è stata finora abbastanza modesta: in particolare Harvin e colleghi (2002)cite-ref-harvin-11-3[11] stimano la velocità di rotazione della componente Aa1 mwaaiv × mwaamsin mwaaqi = 157 ± 6mwaau km/s e quella della componente Aa2 mwaayv × sin mwaaci = 138 ± 16mwaag km/s ove mwaaki è l'inclinazione dell'mwaaoasse di rotazione rispetto al piano della nostra visuale. Se il valore di inclinazione dell'asse di rotazione mwaasi è vicino all'inclinazione dell'orbita, come è naturale supporre, allora la primaria compie una rotazione su se stessa in circa 4,8 giorni e la secondaria in circa 1,9 giorni.

Come tutte le stelle di classe O e delle prime sottoclassi della classe B, le due componenti emettono un impetuoso mwabevento stellare. La velocità terminale del vento stellare della componente Aa1 è stimata essere 2000mwabi km/s, quella del vento emesso dalla componente Aa2 1500mwabm km/scite-ref-wilson-25-0[25]cite-ref-lamers-26-0[26]. Inoltre tale vento è responsabile di una perdita di massa nell'ordine di 1,1 × 10mwabw−6 Mmwab0☉ all'anno nella principale e di 1,2 × 10mwab4−7 Mmwab8☉ all'anno nella secondaria. Si tratta di valori del tutto normali per stelle di questa classe, ma elevatissimi se paragonati alla perdita di massa dovuta al mwacavento solare (che si aggira intorno a 1 × 10mwace−13 Mmwaci☉ all'anno)cite-ref-wilson-25-1[25]cite-ref-lamers-26-1[26].

Il sistema Aa emette mwacwraggi X. Questo è tipico delle stelle appartenenti alla classe O e di quelle appartenenti alle prime sottoclassi della classe B. Poiché stelle di questo tipo non hanno una mwac0corona che possa spiegare tali emissioni, la teoria maggiormente consolidata circa la loro origine ipotizza che essi siano prodotti dalle turbolenze nel vento stellare che si diparte dalla superficie a velocità molto alte. Le collisioni ad altissima velocità riscaldano il mwac4plasma del vento stellare portandolo a temperature abbastanza elevate da emettere nella banda dei raggi X. Mintaka è stata fatta oggetto di osservazioni da parte dei mwac8telescopi spaziali sensibili ai raggi X per testare questa teoria. Miller e colleghi (2002)cite-ref-27[27] si sono basati su osservazioni compiute tramite il telescopio spaziale mwadqChandra. Essi concludono che la componente Aa1 è responsabile del flusso di raggi X per almeno il 75% del totale; che la percentuale di raggi X dovuta alla collisione fra i venti stellari provenienti dai due astri componenti il sistema è trascurabile; che non si nota alcuna variabilità apprezzabile nel flusso di raggi X, il che dimostra che esso viene prodotto in centinaia o migliaia di collisioni piuttosto che in due o tre grandi shock, come invece previsto da alcune teorie. Infatti, benché le molteplici collisioni producano flussi individualmente variabili, la loro somma può rimanere pressoché costante, mentre, se l'origine dei raggi X fosse da ricercarsi in pochi grandi shock, si dovrebbe apprezzare una variabilità. Inoltre i dati indicano che solo una piccola percentuale del vento stellare della stella emette raggi X e che esso si origina da plasma scaldato a diverse temperature, da 2,5 a 12 milioni di K. Questi ultimi dati sono del tutto compatibili con il modello di molteplici shock variamente distribuiti nel vento stellare che si diparte dall'astro.

La principale Aa1, invece, manifesta delle modeste variazioni nella mwadybanda del visibile dell'ampiezza di 0,5-1% e del periodo di circa 4 orecite-ref-kholtygin-2-7[2]. Si ipotizza che esse siano dovute a pulsazioni non radiali dell'astro, abbastanza comuni nelle stelle di tipo Ocite-ref-kholtygin-2-8[2].

Nulla si sa di questo debole astro, se non che è una stella di 14ª magnitudine che sembra condividere lo stesso mwaeemoto proprio delle compagne. Distante circa 35", da quasi 400 parsec corrisponde una distanza reale di 13.000 UA, e considerando la sua debole magnitudine se è effettivamente legata al sistema sarebbe 40.000 volte meno luminosa di Mintaka Aa1, quindi potrebbe essere una mwaeinana bianco-gialla poco più massiccia e luminosa del Solecite-ref-28[28]. Il mwaecsatellite Gaia ha misurato una parallasse per questa componente di mwaeg3,5002 mas, suggerendo che B si trovi molto più vicina alla Terra rispetto alle altre stelle del sistema e non è legata gravitazionalmente a loro.cite-ref-29[29]

Delta Orionis C, catalogata anche HD 36485, è distante dalla componente A almeno un quarto di anno lucecite-ref-kaler-17-2[17]. Il suo mwafmmoto orbitale molto lento non ha ancora permesso di stabilire i parametri della sua orbita. Nel mwafq1999 si è potuto appurarecite-ref-30[30] che questa componente di Mintaka è a sua volta una mwafkbinaria spettroscopica con un periodo di 29,96 ± 0,02 giornicite-ref-leone-5-7[5]. L'eccentricità dell'orbita della primaria è pari a 0,32 ± 0,07, la sua inclinazione è circa 14°, mentre l'mwaf4argomento del pericentro è 175° ± 4°cite-ref-leone-5-8[5].

La principale è una stella di sequenza principale di classe spettrale B2 Vcite-ref-simbadc-4-1[4], di colore azzurro, donatole dalla sua temperatura superficiale di circa 20.000 Kcite-ref-leone-5-9[5]. Il suo raggio ha ricevuto stime differenti, che variano da 3,8 Rmwagw☉cite-ref-shore-8-1[8] a 6 ± 2 Rmwahe☉cite-ref-bohlender1989-12-1[12]. La sua massa è ipotizzata essere 6,5 ± 0,75 Mmwahy☉cite-ref-leone-5-10[5], mentre le misurazioni della gravità superficiale hanno dato valori intorno a log mwahsg=4,41cite-ref-zboril-9-1[9]. La secondaria è una stella avente una temperatura superficiale di circa 10.000 K e una massa di 2,5 Mmwaia☉cite-ref-leone-5-11[5]. Si tratta probabilmente di una stella di classe spettrale A0 Vcite-ref-leone-5-12[5].

La principale del sistema è stata riconosciuta nel mwaio1987cite-ref-bohlender1987-13-1[13] essere una stella di classe B ricca di mwai8elio, il cui prototipo è mwajaSigma Orionis E. Le stelle di questo tipo, come le più conosciute stelle di tipo mwajeAp, presentano mwajicampi magnetici intensi (fino a 3 mwajmTesla) e una peculiare distribuzione degli mwajqelementi chimici, che tendono a raggrupparsi in zone o fasce in base alle linee di forza del campo magnetico. In particolare le stelle di questo tipo, solitamente di classe B2 o B3, hanno in certe zone della loro mwajufotosfera una abbondanza di elio quasi simile a quella dell'mwajyidrogeno. La mwajcvariabilità che caratterizza questi astri sia dal punto di vista mwajgspettroscopico, che da quello mwajkfotometrico e magnetico è interpretata come dovuta al loro moto di rotazione su se stesse che espone nel tempo all'osservatore dalla Terra diverse zone della fotosfera della stella. Si ritiene che queste caratteristiche siano riconducibili a un accentuato disassamento dei mwajopoli magnetici della stella rispetto al suo asse di rotazionecite-ref-leone-5-13[5].

Le stime del campo magnetico della principale di Delta Orionis C variano da 1,9cite-ref-bohlender1987-13-2[13] a 3,4 kmwakqGcite-ref-31[31]. La linea mwakkHα dell'idrogeno si presenta variabile con un periodo di 1,47775 giornicite-ref-leone-5-14[5], che è ragionevole assumere quale mwak4periodo di rotazione della stella. Non è però stata finora rilevata una corrispondente variabilità né nel campo magnetico della stella, né nella sua luminositàcite-ref-leone-5-15[5], come invece ci si aspetterebbe. Dal periodo di rotazione, dal raggio e dal valore di mwalmv × sin mwalqi, che è stato stimato essere 34mwalu km/scite-ref-bohlender1989-12-2[12], è possibile ricavare l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla nostra mwalolinea di vista, che risulta essere compreso fra 9° e 14°cite-ref-leone-5-16[5]: la stella quindi ci mostra uno dei suoi poli. Non è ben conosciuto invece l'angolo fra l'asse di rotazione e quello magnetico: si conosce solo che esso è inferiore o uguale a 52°cite-ref-leone-5-17[5].

L'elio sembra essere abbondante sulla superficie della principale di Delta Orionis C solo in una zona posta in corrispondenza del polo magnetico a noi visibile; probabilmente anche il mwamqcarbonio ha una distribuzione non uniformecite-ref-leone-5-18[5]. All'interno del periodo di 1,47775 giorni, gli spostamenti della linea Hα hanno due picchi: essi sono stati interpretati come causati dalla presenza di due differenti nuvole di gas che circondano la stella, aventi differenti dimensioni essendo uno dei due picchi più accentuato dell'altrocite-ref-leone-5-19[5].

Il nome proprio mwancMintaka deriva dall'arabo منطقة mwangmanţaqah, che significa, "cintura"cite-ref-allen314-32-0[32]. Evidentemente il nome deriva da quello dell'intera Cintura di Orione. Gli mwan0astrologi pensano che questa stella porti fortunacite-ref-allen314-32-1[32].

Le tre stelle della Cintura sono state nominate da nomi collettivi in molte culture. I nomi arabi includono mwaoqAl Nijād 'la cintura', mwaouAl Nasak 'la linea' e mwaoyAl Alkāt 'i grani d'oro'cite-ref-allen315-33-0[33]. Presso i mwaoscinesi erano conosciute come l'Asta della Bilancia con Peso, ove il peso era rappresentato dalle stelle che costituiscono la mwaowSpada di Orionecite-ref-allen315-33-1[33]. La Cintura costituiva anche una delle 28 mwapeXiu (costellazioni cinesi), chiamata Tre stelle. È una delle costellazioni facente parte della regione della mwapmTigre Bianca dell'Ovest.

Nella mwapumitologia norrena la cintura era considerata come la mwapycanocchia di mwapcFrigg o di mwapgFreyjacite-ref-34[34]. Nella mwap0mitologia ugro-finnica, invece, le stelle della cintura rappresentavano la falce o la spada di mwap4Väinämöinencite-ref-allen315-33-2[33]. Al contrario, di origine mwaqmbiblica sono i nomi di "Bastone di mwaqqGiacobbe" o "Bastone di mwaquPietro", così pure come quello di "I tre Re" o "I tre mwaqyMagi"cite-ref-allen315-33-3[33].

Presso i mwaqwclan di etnia Seri del nordovest del mwaq4Messico le tre stelle erano conosciute collettivamente come "Hapj" (un nome che denota un cacciatore). Singolarmente invece esse venivano chiamate "Hap" (mwaq8Cervo Mulo), "Haamoja" (mwaraAntilocapra) e "Mojet" (mwareBighorn). "Hap" è Alnilam ed è stata ferita dal cacciatore; il suo sangue è gocciolato sull'mwariisola di Tiburóncite-ref-35[35].

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• mwbniCintura di Orione

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• citerefbritannica-com(EN) Mintaka, su Enciclopedia Britannica, Encyclopædia Britannica, Inc.

• (EN) Mintaka, su StarTrek.com, CBS Studios (archiviato dall'url originale il 1º aprile 2023).