Alphard est le nom propre de l'étoile qui a été approuvé par l'Union astronomique internationale le [8]. Il s'agit d'un nom traditionnel qui vient de l’arabe الفرد (al-fard), « la solitaire », puisqu’il n’y a aucune autre étoile brillante près d’elle.
Elle est aussi connue comme la « base/colonne vertébrale du Serpent » par les Arabes.
Dans la Chine antique, elle faisait partie d’une constellation appelée « l’oiseau rouge/le Loriot ».
L’astronome européen Tycho Brahe lui attribua comme surnom Cor Hydræ, le cœur du serpent[9].
Caractéristiques principales
Alphard fait trois fois la masse du Soleil. L’âge estimé de cette étoile est de 420 millions d’années[6] et elle a évolué hors de la séquence principale pour devenir une étoile géante dont la classification spectrale est K3 IIIa[3], avec la lettre « a » qui indique qu'elle est particulièrement lumineuse pour une étoile de ce type. Son diamètre angulaire a été mesuré par l’interférométrie à très longue base (VLBI – Very Long Baseline Interferometry), donnant une valeur de 9,09 ± 0,09 millisecondes d'arc (mas)[10]. Elle s'est étendue jusqu'à 50 fois le rayon du soleil.
Le spectre de cette étoile montre un léger excès de baryum, un élément qui est normalement produit par le processus s de nucléosynthèse stellaire. De manière typique, une étoile à baryum appartient à un système binaire et les anomalies dans les abondances sont expliquées par un transfert massif depuis un compagnon naine blanche[11].
Des mesures précises de la vitesse radiale d'Alphard ont montré des variations de sa vitesse radiale stellaire et de ses raies spectrales. Les oscillations sont multi-périodiques avec des périodes de plusieurs heures jusqu'à plusieurs jours. Les oscillations à court terme ont été interprétées comme un résultat de pulsations stellaires similaires à celles du Soleil. Une corrélation entre les variations dans l'asymétrie du profil des raies spectrales et la vitesse radiale a aussi été trouvée. Les oscillations multi-périodiques font d’Alphard (HD 81797) un objet d’intérêt pour les investigations astérosismologiques[12].
↑(en) « Table 1: Star Names Approved by WGSN as of 20 July 2016 », Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, no 1, (lire en ligne [PDF], consulté le ).
↑(en) Le Bouquin, J.-B. et al., « Post-processing the VLTI fringe-tracking data: first measurements of stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 493, no 2, , p. 747–752 (DOI10.1051/0004-6361:200810613)
↑(en) Mennessier, M. O. et al., « Barium Stars, Galactic Populations and Evolution », Astronomy and Astrophysics, vol. 326, , p. 722–730 (Bibcode1997A&A...326..722M)
↑(en) J. Setiawan, M. Roth, P. Weise et M. P. Dölinger, « Multi-periodic oscillations of HD 32887 and HD 81797 », Mem. S.A.It., vol. 77, no 1, , p. 510-514 (ISSN0037-8720 et 1824-016X, lire en ligne)
