Mintaka (δ Ori / δ Orionis / Delta Orionis) è un sistema stellare appartenente alla costellazione di 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 all'interno della costellazione, a causa della ricchezza di stelle luminose che la caratterizzano. È anche la più debole delle tre della Cintura.
Osservazione
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, è uno dei più famosi 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 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 primi a sud di esso. Questa particolare posizione la rende visibile da praticamente tutte le 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 artiche e 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 circumpolare solo nelle immediate vicinanze del polo sud: al polo sud, infatti, questa stella, pur essendo bassissima sull'orizzonte (17' 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
Mintaka fa parte dell'associazione OB 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. Fra queste ci sono alcune stelle particolarmente massicce: si calcola che a Orion OB1 appartenevano originariamente circa 30-100 stelle con una massa maggiore di 8 M☉. 10-20 di queste stelle sono già esplose in supernovae, dando vita ad ulteriori episodi di formazione stellare.
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. In particolare la distanza di Mintaka è stimata essere 387 parsec (1263 anni luce circa).
Mintaka è posta in un ambiente molto ricco di nubi interstellari, facenti parte del Complesso di Orione, uno dei complessi nebulosi in assoluto più studiati. Nel 1904, Johannes Franz Hartmann scoprì delle linee di assorbimento nello spettro di Mintaka, che non potevano essere dovute alle varie componenti della stella. Da questa scoperta, e da altre simili che seguirono, ora sappiamo che la nostra Galassia contiene un mezzo interstellare composto da gas e polveri, che costituisce la materia da cui si formano le nuove stelle.
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 6,85 a 52 secondi d'arco dalla principale. 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, chiamata Delta Orionis B. Le componenti A e C sono a loro volta dei sistemi multipli.
Delta Orionis A Delta Orionis A è un sistema triplo. Una componente molto vicina alla principale è stata osservata per la prima volta da Heintz (1980) ed è stata confermata da Mason e colleghi (1999). 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) hanno successivamente ipotizzato che le due componenti orbitino intorno al loro comune centro di massa con un periodo di 201 anni, che il semiasse maggiore dell'orbita della secondaria sia di 0,26 secondi d'arco, che la sua eccentricità sia 0,56 e che l'inclinazione orbitale ammonti a 108°. 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. Poco si sa sulla natura di Delta Orionis Ab: Mayer e colleghi (2010) avanzano l'ipotesi che sia una stella subgigante di colore blu e di classe spettrale O9 IV, con una temperatura superficiale di 32.000 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 circaDistanza ricavabile dalla formula::, dove D* è il diametro della stella, d la distanza e α il diametro angolare espresso in gradi. 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 eccentrica, con la separazione che varia tra 38,34 UA e 148 UA.
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. 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. 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, mentre la secondaria, Delta Orionis Aa2, è una stella gigante azzurra-blu di classe spettrale B 0,5 III. Esse orbitano intorno al comune centro di massa con un periodo di 5,732436 giorni. 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) deducono una massa di 11,2 M☉ per la componente Aa1 e si 5,6 M☉ 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) 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☉ e 10 ± 0,4 M☉, 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 margine d'errore di una sola massa solare. 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°. Le classi a cui le due componenti del sistema appartengono sono costituite da stelle molto calde e 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; la loro luminosità è stimata essere rispettivamente 180.000 L☉ e 12.000 L☉.
Entrambe le componenti del sistema Aa sono in un avanzato stato della loro evoluzione. Esse sono già fuoriuscite dalla sequenza principale e stanno aumentando il loro volume. Il raggio della principale è ipotizzato essere 14 R☉, mentre quello della secondaria 4 R☉. 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) stimano la velocità di rotazione della componente Aa1 v × sin i = 157 ± 6 km/s e quella della componente Aa2 v × sin i = 138 ± 16 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.
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 km/s, quella del vento emesso dalla componente Aa2 1500 km/s. Inoltre tale vento è responsabile di una perdita di massa nell'ordine di 1,1 × 10−6 M☉ all'anno nella principale e di 1,2 × 10−7 M☉ 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 × 10−13 M☉ all'anno).