Visualizza wikitesto di Mintaka

{{Corpo celeste
|tipo = Stella
|nome = Mintaka
|lettera_stella = Delta
|immagine = Orion_Belt.jpg
|didascalia = La [[cintura di Orione]]. Mintaka è la stella in alto a destra.
|mappa = no
|sigla_costellazione  = Ori
|categoria = [[sistema multiplo|Sistema stellare multiplo]]
|epoca = J.2000
|ar= {{RA|05|32|00,4}}
|declinaz = {{DEC|−00|17|57}}
|magn_app = '''A''': +2,21<ref name=Mayer/> <br/> '''B''': 14,0<ref name=Price/> <br/> '''C''': 6,85<ref name=Price/>
|magn_ass = −5,55<ref>Da magnitudine apparente e distanza.</ref>
|raggio_sole = '''Aa1''': 15,55 ± 1,25<ref name=Mayer/><br />'''Aa2''': 5,5 ± 1,5<ref name=Mayer/><br />'''Ab''': 5,7<br />'''B''': ?<br />'''Ca''': 3,8<ref name=Shore/><br />'''Cb''': ?
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|distanza_anniluce = 387 [[parsec|pc]] (1263 [[anno luce|anni luce]])V<ref name=shenar2015>{{cita pubblicazione|titolo=A Coordinated X-Ray and Optical Campaign of the Nearest Massive Eclipsing Binary, δ Orionis Aa. IV. A Multiwavelength, Non-LTE Spectroscopic Analysis|rivista=Astrophysical Journal|volume=809|numero=2|p=135|autore=T. Shenar ''et al.''|anno=2015|doi=10.1088/0004-637X/809/2/135|arxiv = 1503.03476 }}</ref>
|classe_spettrale = '''Aa1''': O9 II<ref name=SIMBADA/><br/>'''Aa2''': B 0,5 III<ref name=Kholtygin/> <br/>'''Ab''': O9 IV<ref name=Mayer/><br />
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|temp_med ='''Aa1''': 30.000 [[kelvin|K]]<ref name=Mayer/><br />'''Aa2''': 21.960 ± 2310 K<ref name=Mayer/><br />'''Ab''': 32.000 K<ref name=Mayer/><br />'''B''': ?<br />'''Ca''': 20.000 K<ref name=Leone/><br />'''Cb''': 10.000 K<ref name=Leone/>
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|velocità_rotaz       = ''v'' × sin ''i''<br />'''Aa1''': 157 ± 6 km/s<ref name="Harvin" /><br />'''Aa2''': 138 ± 16 km/s<ref name=Harvin/><br />'''Ab''': ?<br />'''B''': ?<br />'''Ca''': 32 km/s<ref name=Bohlender1989/><br />'''Cb''': ?
|velocità_radiale = 16 km/s<ref name=SIMBADA/>
|moto_proprio ={{moto proprio|ar=1,67|dec=0,46}}<ref name=SIMBADA/>
|parallasse=3,56 ± 0,83<ref name=SIMBADA/>
|designazioni_alternative_stellari=
Mintaka, Mentaka, Mintika, [[nomenclatura di Bayer|δ Ori]], [[Nomenclatura di Flamsteed|34 Ori]], [[Catalogo HR|HR]] 1852/1851, [[Bonner Durchmusterung|BD]] −00°983, [[Catalogo HD|HD]] 36486/36485, [[Catalogo SAO|SAO]] 132220/132221, FK5 206, [[Catalogo Hipparcos|HIP]] 25930.
}}
'''Mintaka''' ([[Nomenclatura di Bayer|δ Ori / δ Orionis / Delta Orionis]]) è un [[sistema stellare]] composto da almeno sei componenti appartenente alla [[costellazione]] di [[Orione (astronomia)|Orione]]. Essa è uno dei tre astri che formano il famoso [[asterismo]] della [[Cintura di Orione]], al centro della costellazione. Sebbene la sua [[magnitudine apparente]] sia +2,21, Mintaka è solo la settima stella in ordine di [[luminosità (astronomia)|luminosità]] all'interno della costellazione, a causa della ricchezza di stelle luminose che la caratterizzano. È anche la più debole delle tre della Cintura.

== Osservazione ==
{{Mappa di localizzazione IAU|mappa = ori|RA = {{RA|5|32|00,4}} |DEC = {{DEC|−0|17|56,74}}|didascalia= Posizione della stella nella costellazione di Orione.}}

Mintaka è una delle tre stelle che compongono la [[Cintura di Orione]], essendo le altre due [[Alnitak]] e [[Alnilam]]. 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 [[Orione (mitologia)|Orione]], è uno dei più famosi [[asterismo|asterismi]] 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 [[Johann Bayer|Bayer]]. 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'[[equatore celeste]], posta solo 17 [[Primo (geometria)|primi]] a sud di esso. Questa particolare posizione la rende visibile da praticamente tutte le [[latitudine|latitudini]] della [[Terra]]. 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 [[Artide|artiche]] e [[Antartide|antartiche]] mentre mano a mano che si procede verso l'[[equatore]] essa appare sempre più alta nel cielo. Questa stessa posizione, d'altra parte, rende Mintaka [[astro circumpolare|circumpolare]] solo nelle immediate vicinanze del [[polo sud]]: al polo sud, infatti, questa stella, pur essendo bassissima sull'[[orizzonte]] (17[[Primo (geometria)|']] 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.

== Ambiente galattico ==
[[File:Orion Arm.JPG|upright=1.3|thumb|left|Ambiente galattico della [[Cintura di Orione]] e del Sole]]

Mintaka fa parte dell'[[associazione OB]] [[Associazione Orion OB1|Orion OB1]], una delle associazioni OB meglio conosciute e studiate della [[volta celeste]]. Tale associazione si trova sullo stesso braccio della [[Via Lattea]] su cui si trova anche il [[Sole]], cioè il [[braccio 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 stelle<ref name=Bally>{{cita pubblicazione|autore=J. Bally |titolo=Overview of the Orion Complex |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..459B |rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications| volume=4 |p=1|anno=2008 |mese=dicembre| accesso=24 ottobre 2010}}</ref>. Fra queste ci sono alcune stelle particolarmente [[massa (fisica)|massicce]]: si calcola che a Orion OB1 appartenevano originariamente circa 30-100 stelle con una [[massa (fisica)|massa]] maggiore di 8 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]]. 10-20 di queste stelle sono già esplose in [[supernova]]e, dando vita ad ulteriori episodi di [[formazione stellare]]<ref name=Bally/>.

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 [[parsec]]<ref name=Bally/>. In particolare la distanza di Mintaka è stimata essere 387 [[parsec]] (1263 [[anno luce|anni luce]] circa)<ref name=shenar2015/>.

Mintaka è posta in un ambiente molto ricco di [[nube interstellare|nubi interstellari]], facenti parte del [[Complesso nebuloso molecolare di Orione|Complesso di Orione]], uno dei complessi nebulosi in assoluto più studiati. Nel [[1904]], [[Johannes Franz Hartmann]] scoprì delle [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] nello [[spettro (astronomia)|spettro]] di Mintaka, che non potevano essere dovute alle varie componenti della stella<ref name=Kaler>{{cita web|url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/mintaka.html|titolo=Mintaka by Jim Kaler|accesso=12 maggio 2011|urlarchivio=https://archive.is/20120524084824/http://stars.astro.illinois.edu/sow/mintaka.html|dataarchivio=24 maggio 2012}}</ref>. Da questa scoperta, e da altre simili che seguirono, ora sappiamo che la [[Via Lattea|nostra Galassia]] contiene un [[mezzo interstellare]] composto da [[gas]] e polveri, che costituisce la materia da cui si formano le nuove stelle<ref name=Kaler/>.

== Caratteristiche ==
Mintaka è una [[stella multipla]] molto complessa, formata da almeno sei componenti. Un debole [[telescopio]] o un potente [[binocolo]] rivela già una compagna di [[magnitudine apparente|magnitudine]] 6,85 a 52 [[secondo d'arco|secondi d'arco]] dalla principale<ref name=Price>{{cita pubblicazione|titolo=Detection of a variable interstellar absorption component towards δ Orionis A|autore=R. J. Price, I. A. Crawford, M. J. Barlow |anno=2000|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=312|pp=L43-L48|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2000MNRAS.312L..43P&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03337.x |accesso=4 maggio 2011}}</ref>. Mentre la principale è stata nominata ''Delta Orionis A'', la sua compagna ha ricevuto il nome di ''Delta Orionis C''. Mediante un potente telescopio è distinguibile fra le due, a 33 secondi d'arco dalla principale, una debole stella di magnitudine 14<ref name=Price/>, chiamata ''Delta Orionis B''. Le componenti A e C sono a loro volta dei sistemi multipli.

=== Delta Orionis A ===
Delta Orionis A è un [[stella tripla|sistema triplo]]. Una componente molto vicina alla principale è stata osservata per la prima volta da Heintz (1980)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Micrometer Observations of Double Stars and New Pairs - Part Ten|autore=W. D. Heintz |anno=1980|rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=44|pp=111-136|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ApJS...44..111H |doi=10.1086/190686 |accesso=4 maggio 2011}}</ref> ed è stata confermata da Mason e colleghi (1999)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Speckle Interferometry of New and Problem HIPPARCOS Binaries|autore=B. D. Mason, C. Martin, W. I. Hartkopf, D. J. Barry, M. E. Germain, G. G. Douglass, C. E. Worley, G. L. Wycoff, T. ten Brummelaar, O. G. Franz |anno=1999|rivista=The Astronomical Journal |volume=117|pp=1890-1904|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1890M |doi=10.1086/300823 |accesso=4 maggio 2011}}</ref>. Essa è stata nominata ''Delta Orionis Ab'', mentre la principale ha ricevuto il nome di ''Delta Orionis Aa''. Lo stesso Mason e altri colleghi (2009)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=The High Angular Resolution Multiplicity of Massive Stars|autore=B. D. Mason, W. I. Hartkopf, R. D. Gies, T. J. Henry, J. W. Helsel |anno=2009 |rivista=The Astronomical Journal |volume=137|pp=3358-3377|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009AJ....137.3358M |doi=10.1088/0004-6256/137/2/3358 |accesso=5 maggio 2011}}</ref> hanno successivamente ipotizzato che le due componenti orbitino intorno al loro comune [[centro di massa]] con un [[periodo orbitale|periodo]] di 201 anni, che il [[semiasse maggiore]] dell'orbita della secondaria sia di 0,26 secondi d'arco, che la sua [[Eccentricità orbitale|eccentricità]] sia 0,56 e che l'[[inclinazione orbitale]] ammonti a 108°<ref>[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5b0d1de7698e&-out.add=.&-source=J/A%2bA/546/A69/table1&recno=820 Orbits of visual binaries and dynamical masses (Malkov+, 2012)]</ref>. 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 anni<ref name=tokovinin>[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5b0d1de7698e&-out.add=.&-source=J/ApJ/844/103/table1&recno=132 Orbit alignment in triple stars (Tokovinin, 2017)]</ref>. Poco si sa sulla natura di Delta Orionis Ab: Mayer e colleghi (2010)<ref name=Mayer>{{cita pubblicazione|titolo=Physical elements of the eclipsing binary δ Orionis|autore=P. Mayer, P. Harmanec, M. Wolf, H. Božić, M. Šlechta |anno=2010|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=520|pp=A89|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010A%26A...520A..89M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1051/0004-6361/200913796 |accesso=5 maggio 2011}}</ref> avanzano l'ipotesi che sia una [[stella subgigante]] di colore blu e di [[classe spettrale]] O9 IV, con una [[temperatura]] superficiale di 32.000 [[Kelvin|K]]. La sua magnitudine apparente è 3,6, sicché sarebbe una stella agevolmente osservabile a [[occhio 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 circa<ref name=Formula>Distanza ricavabile dalla formula::<math>\mathit{D}_* = {\tan \alpha} \cdot \mathit{d}</math>, dove D* è il diametro della stella, d la distanza e α il diametro angolare espresso in gradi</ref>.

Delta Orionis Aa, a sua volta, è una [[binaria a eclisse]], una delle più brillanti dell'intera volta celeste. Essa è stata riconosciuta come binaria per la prima volta nel [[1900]]<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Variable velocity in line of sight of delta Orionis|autore=H. Deslandres |anno=1900|rivista=The Observatory |volume=23|p=148|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1900Obs....23..148D |accesso=6 maggio 2011}}</ref>. 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'altra<ref name=Mayer/>. Esse sono state chiamate ''Delta Orionis Aa1'' e ''Delta Orionis Aa2''. La principale, Delta Orionis Aa1, è una stella blu di classe spettrale O9 II<ref name=SIMBADA>{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40799898&Name=ADS%20%204134%20A&submit=submit|titolo=SIMBAD entry di Delta Orionis A|accesso=5 maggio 2011}}</ref>, mentre la secondaria, Delta Orionis Aa2, è una [[stella gigante]] azzurra-blu di classe spettrale B 0,5 III<ref name=Kholtygin>{{cita pubblicazione|titolo=Microvariability of line profiles in the spectra of OB stars: δ Ori A|autore=A. F. Kholtygin, T. E. Burlakova, S. N. Fabrika, G. G. Valyavin, M. V. Yushkin |anno=2006|rivista=Astronomy Reports |volume=50|pp=887-901|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006ARep...50..887K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1134/S1063772906110035 |accesso=5 maggio 2011}}</ref>. Esse orbitano intorno al comune centro di massa con un periodo di 5,732436 giorni<ref name=Mayer/>. 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 [[velocità radiale]] della primaria, Harvin e colleghi (2002)<ref name=Harvin>{{cita pubblicazione|titolo=Tomographic Separation of Composite Spectra. VIII. The Physical Properties of the Massive Compact Binary in the Triple Star System HD 36486 (δ Orionis A)|autore=J. A. Harvin, D. R. Gies, W. G. Bagnuolo, L. R. Penny, M. L. Thaller |anno=2002|rivista=The Astrophysical Journal |volume=565|pp=1216-1230|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2002ApJ...565.1216H&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/324705 |accesso=6 maggio 2011}}</ref> deducono una [[massa (fisica)|massa]] di 11,2 [[Massa solare|M<sub>☉</sub>]] per la componente Aa1 e si 5,6 M<sub>☉</sub> 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)<ref name=Mayer/> 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 M<sub>☉</sub> e 10 ± 0,4 M<sub>☉</sub>, molto più consoni alle classi spettrali delle due stelle. 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°<ref name=Mayer/>. Le classi a cui le due componenti del sistema appartengono sono costituite da stelle molto calde e [[luminosità (astronomia)|luminose]]: 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 K<ref name=Mayer/>; la loro luminosità è stimata essere rispettivamente 180.000 [[Luminosità solare|L<sub>☉</sub>]] e 12.000 L<sub>☉</sub><ref name=Kholtygin/>.

Entrambe le componenti del sistema Aa sono in un avanzato stato della loro [[evoluzione stellare|evoluzione]]. Esse sono già fuoriuscite dalla [[sequenza principale]] e stanno aumentando il loro [[volume]]. Il [[raggio (astronomia)|raggio]] della principale è ipotizzato essere 15,55 ± 1,25 [[Raggio solare|R<sub>☉</sub>]], mentre quello della secondaria 5,5 ± 1,5 R<sub>☉</sub><ref name=Mayer/>. In ogni caso, entrambe le stelle sono ancora ben all'interno del loro [[lobo 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 [[velocità angolare]] a causa della loro espansione, che quindi è stata finora abbastanza modesta: in particolare Harvin e colleghi (2002)<ref name=Harvin/> stimano la velocità di rotazione della componente Aa1 ''v'' × [[Seno (matematica)|sin]] ''i'' = 157 ± 6&nbsp;km/s e quella della componente Aa2 ''v'' × sin ''i'' = 138 ± 16&nbsp;km/s ove ''i'' è l'inclinazione dell'[[asse di rotazione]] rispetto al piano della nostra visuale. Se il valore di inclinazione dell'asse di rotazione ''i'' 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.

[[File:Mintaka.jpg|upright=2|thumb|left|Mintaka]]

Come tutte le stelle di classe O e delle prime sottoclassi della classe B, le due componenti emettono un impetuoso [[vento stellare]]. La velocità terminale del vento stellare della componente Aa1 è stimata essere 2000&nbsp;km/s, quella del vento emesso dalla componente Aa2 1500&nbsp;km/s<ref name=Wilson>{{cita pubblicazione|titolo=An empirical investigation of mass-loss in OB stars|autore=I. R. G. Wilson, M. A. Dopita |anno=1985|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=149|pp=295-304|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985A%26A...149..295W |accesso=10 maggio 2011}}</ref><ref name=Lamers>{{cita pubblicazione|titolo=What are the mass-loss rates of O stars?|autore=H. J. G. Lamers, C. Leitherer |anno=1993|rivista=Astrophysical Journal |volume=412|pp=771-791|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...412..771L |doi=10.1086/172960 |accesso=10 maggio 2011}}</ref>. Inoltre tale vento è responsabile di una perdita di massa nell'ordine di 1,1 × 10<sup>−6</sup> M<sub>☉</sub> all'anno nella principale e di 1,2 × 10<sup>−7</sup> M<sub>☉</sub> 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 [[vento solare]] (che si aggira intorno a 1 × 10<sup>−13</sup> M<sub>☉</sub> all'anno)<ref name=Wilson/><ref name=Lamers/>.

Il sistema Aa emette [[raggi 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 [[corona solare|corona]] 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 [[Fisica del plasma|plasma]] 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 [[telescopio spaziale|telescopi spaziali]] sensibili ai raggi X per testare questa teoria. Miller e colleghi (2002)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=New Challenges for Wind Shock Models: The Chandra Spectrum of the Hot Star δ Orionis|autore=N. A. Miller, J. P. Cassinelli, W. L. Waldron, J. J. MacFarlane, D. H. Cohen |anno=2002|rivista=The Astrophysical Journal |volume=577|pp=951-960|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2002ApJ...577..951M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/342111 |accesso=11 maggio 2011}}</ref> si sono basati su osservazioni compiute tramite il telescopio spaziale [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]]. 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 [[Spettro visibile|banda del visibile]] dell'ampiezza di 0,5-1% e del periodo di circa 4 ore<ref name=Kholtygin/>. Si ipotizza che esse siano dovute a pulsazioni non radiali dell'astro, abbastanza comuni nelle stelle di tipo O<ref name=Kholtygin/>.

=== Delta Orionis B ===
Nulla si sa di questo debole astro, se non che è una stella di 14ª magnitudine che sembra condividere lo stesso [[moto 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 [[Stella F V|nana bianco-gialla]] poco più massiccia e luminosa del Sole<ref>Una differenza di circa 11,5 magnitudini corrisponde a un rapporto di luminosità di 40.000 a 1, tramite la formula :<math> F_2/F_1 \approx 2{,}512^{\Delta m} </math>
:ove l'esponente è la differenza di magnitudini (m1-m2)</ref>.

=== Delta Orionis C ===
Delta Orionis C è distante dalla componente A almeno un quarto di anno luce<ref name=Kaler/>. Il suo [[moto orbitale]] molto lento non ha ancora permesso di stabilire i parametri della sua orbita. Nel [[1999]] si è potuto appurare<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star|autore=F. Leone, G. Catanzaro |anno=1999|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=343|pp=273-280|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999A%26A...343..273L&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=12 maggio 2011}}</ref> che questa componente di Mintaka è a sua volta una [[binaria spettroscopica]] con un periodo di 29,96 ± 0,02 giorni<ref name=Leone>{{cita pubblicazione|titolo=The magnetic field and circumstellar environment of the helium-strong star HD36485 = δOriC|autore=F. Leone, D. A. Bohlender, C. T. Bolton, C. Buemi, G. Catanzaro, G. M. Hill, M. J. Stift |anno=2010|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=401|pp=2739-2752|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010MNRAS.401.2739L&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=12 maggio 2011}}</ref>. L'eccentricità dell'orbita della primaria è pari a 0,32 ± 0,07, la sua inclinazione è circa 14°, mentre l'[[argomento del pericentro]] è 175° ± 4°<ref name=Leone/>.

La principale è una stella di sequenza principale di classe spettrale B2 V<ref name=SIMBADC>{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=delta+ori+C&submit=SIMBAD+search|titolo=Entry Delta Ori C presso SIMBAD|accesso=15 maggio 2011}}</ref>, di colore azzurro, donatole dalla sua temperatura superficiale di circa 20.000 K<ref name=Leone/>. Il suo raggio ha ricevuto stime differenti, che variano da 3,8 R<sub>☉</sub><ref name=Shore>{{cita pubblicazione|titolo=Magnetically controlled circumstellar matter in the helium-strong stars|autore=S. N. Shore, D. N. Brown |anno=1990|rivista=Astrophysical Journal |volume=365|pp=665-676|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1990ApJ...365..665S&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/169520 |accesso=15 maggio 2011}}</ref> a 6 ± 2 R<sub>☉</sub><ref name=Bohlender1989>{{cita pubblicazione|titolo=Delta Orionis C and HD 58260 - Peculiar helium-strong stars?|autore=D. A. Bohlender |anno=1989|rivista=Astrophysical Journal |volume=346|pp=459-468|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1989ApJ...346..459B&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/168026 |accesso=2 aprile 2011}}</ref>. La sua massa è ipotizzata essere 6,5 ± 0,75 M<sub>☉</sub><ref name=Leone/>, mentre le misurazioni della gravità superficiale hanno dato valori intorno a log ''g''=4,41<ref name=Zboril>{{cita pubblicazione|titolo=Properties of He-rich stars. II. CNO abundances and projected rotational velocities|autore=M. Zboril, P. North |anno=1999|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=345|pp=244-248|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999A%26A...345..244Z&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=2 aprile 2011}}</ref>. La secondaria è una stella avente una temperatura superficiale di circa 10.000 K e una massa di 2,5 M<sub>☉</sub><ref name=Leone/>. Si tratta probabilmente di una stella di classe spettrale A0 V<ref name=Leone/>.

La principale del sistema è stata riconosciuta nel [[1987]]<ref name=Bohlender1987>{{cita pubblicazione|titolo=Magnetic field measurements of helium-strong stars|autore=D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, D. N. Brown, I. B. Thompson |anno=1987|rivista=Astrophysical Journal |volume=323|pp=325-337|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1987ApJ...323..325B&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/165830 |accesso=16 maggio 2011}}</ref> essere una stella di classe B ricca di [[elio]], il cui prototipo è [[Sigma Orionis|Sigma Orionis E]]. Le stelle di questo tipo, come le più conosciute stelle di tipo [[Stelle Ap e Bp|Ap]], presentano [[campo magnetico|campi magnetici]] intensi (fino a 3 [[T]]esla) e una peculiare distribuzione degli [[elemento chimico|elementi 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 [[fotosfera]] una abbondanza di elio quasi simile a quella dell'[[idrogeno]]. La [[stella variabile|variabilità]] che caratterizza questi astri sia dal punto di vista [[spettroscopia|spettroscopico]], che da quello [[Fotometria (astronomia)|fotometrico]] 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 [[polo magnetico (astronomia)|poli magnetici]] della stella rispetto al suo asse di rotazione<ref name=Leone/>.

Le stime del campo magnetico della principale di Delta Orionis C variano da 1,9<ref name=Bohlender1987/> a 3,4 k[[Gauss (unità di misura)|G]]<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Spectropolarimetry of magnetic stars. VI. Longitudinal field, crossover and quadratic field: New measurements|autore=G. Mathys, S. Hubrig |anno=1997|rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement series |volume=124|pp=475-497|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26AS..124..475M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1051/aas:1997366 |accesso=16 maggio 2011}}</ref>. La linea [[H-alfa|Hα]] dell'idrogeno si presenta variabile con un periodo di 1,47775 giorni<ref name=Leone/>, che è ragionevole assumere quale [[periodo di rotazione]] della stella. Non è però stata finora rilevata una corrispondente variabilità né nel campo magnetico della stella, né nella sua luminosità<ref name=Leone/>, come invece ci si aspetterebbe. Dal periodo di rotazione, dal raggio e dal valore di ''v'' × sin ''i'', che è stato stimato essere 34&nbsp;km/s<ref name=Bohlender1989/>, è possibile ricavare l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla nostra [[linea di vista]], che risulta essere compreso fra 9° e 14°<ref name=Leone/>: 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°<ref name=Leone/>.

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 [[carbonio]] ha una distribuzione non uniforme<ref name=Leone/>. 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'altro<ref name=Leone/>.

== Significato culturale ==
[[File:Uranometria orion.jpg|thumb|left| Una rappresentazione del gigante [[Orione (mitologia)|Orione]] tratta da [[Uranometria]] di [[Johann Bayer]], 1603. Si notino le tre stelle che formano la [[Cintura di Orione|Cintura]].]]

Il nome proprio ''Mintaka'' deriva dall'arabo منطقة ''manţaqah'', che significa, "cintura"<ref name=Allen314>Allen Richard Hinckley Allen, ''I nomi delle stelle e i loro significati'' (1936), pp. 314</ref>. Evidentemente il nome deriva da quello dell'intera Cintura di Orione. Gli [[astrologia|astrologi]] pensano che questa stella porti fortuna<ref name=Allen314/>.

=== La cintura di Orione ===
Le tre stelle della Cintura sono state nominate da nomi collettivi in molte culture. I nomi arabi includono ''Al Nijād'' 'la cintura', ''Al Nasak'' 'la linea' e ''Al Alkāt'' 'i grani d'oro'<ref name=Allen315>Allen Richard Hinckley Allen, ''I nomi delle stelle e i loro significati'' (1936), pp. 315-316</ref>. Presso i [[Cina|cinesi]] erano conosciute come l'Asta della Bilancia con Peso, ove il peso era rappresentato dalle stelle che costituiscono la [[Spada di Orione]]<ref name=Allen315/>. La Cintura costituiva anche una delle 28 [[Costellazioni cinesi|Xiu]] (costellazioni cinesi), chiamata [[Tre stelle (costellazione cinese)|Tre stelle]]. È una delle costellazioni facente parte della regione della [[Tigre Bianca (costellazione cinese)|Tigre Bianca dell'Ovest]].

Nella [[mitologia norrena]] la cintura era considerata come la [[canocchia]] di [[Frigg]] o di [[Freyja]]<ref>{{Cita libro |cognome=Schön |nome=Ebbe |anno=2004 |titolo=Asa-Tors hammare, Gudar och jättar i tro och tradition |città=Stockholm |editore=Hjalmarson & Högberg |pagine=228 |isbn=91-89660-41-2 }}</ref>. Nella [[mitologia ugro-finnica]], invece, le stelle della cintura rappresentavano la falce o la spada di [[Väinämöinen]]<ref name=Allen315/>. Al contrario, di origine [[Bibbia|biblica]] sono i nomi di "Bastone di [[Giacobbe]]" o "Bastone di [[Pietro apostolo|Pietro]]", così pure come quello di "I tre Re" o "I tre [[Magi (Bibbia)|Magi]]"<ref name=Allen315/>.

Presso i [[clan]] di [[etnia Seri]] del nordovest del [[Messico]] le tre stelle erano conosciute collettivamente come "Hapj" (un nome che denota un cacciatore). Singolarmente invece esse venivano chiamate "Hap" ([[Odocoileus hemionus|Cervo Mulo]]), "Haamoja" ([[Antilocapra americana|Antilocapra]]) e "Mojet" ([[Ovis canadensis|Bighorn]]). "Hap" è Alnilam ed è stata ferita dal cacciatore; il suo sangue è gocciolato sull'[[isola di Tiburón]]<ref>{{Cita libro |cognome=Moser |nome=Mary B. |coautori=Stephen A. Marlett |titolo=Comcáac quih yaza quih hant ihíip hac: Diccionario seri-español-inglés |url=http://lengamer.org/admin/language_folders/seri/user_uploaded_files/links/File/DiccionarioSeri2005.pdf |anno=2005 |editore=Universidad de Sonora and Plaza y Valdés Editores |città=Hermosillo, Sonora and Mexico City|lingua=es, en}}</ref>.
<div style="clear:both"></div>

== Note ==
<references/>

== Voci correlate ==
* [[Cintura di Orione]]
* [[Costellazione di Orione]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{Collegamenti esterni}}

{{Portale|stelle}}

[[Categoria:Stelle sestuple]]
[[Categoria:Giganti brillanti blu]]
[[Categoria:Giganti blu]]
[[Categoria:Subgiganti blu]]
[[Categoria:Stelle bianco-azzurre di sequenza principale]]
[[Categoria:Stelle bianche di sequenza principale]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale A]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale B]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale O]]
[[Categoria:Variabili Algol]]