Visualizza wikitesto di Epsilon Eridani

{{Corpo celeste
|tipo = Stella
|immagine = Epsilon Eridani.jpg
|didascalia = Fotografia di {{ST|Epsilon|Eri}} ripresa dall'[[Osservatorio di Monte Palomar|Osservatorio astronomico di Palomar]].
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|ar = {{RA|3|32|55,84496}}<ref name=SIMBAD>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40643684 |titolo=Epsilon Eri - Variable of BY Dra type  |accesso= 15 dicembre 2012 |sito=[[SIMBAD]] |editore=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]}}</ref>
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|distanza_anniluce = 10,45 [[anno luce|anni luce]] (3,203 [[parsec]])<ref name=Petit>{{Cita pubblicazione|titolo=Multi-instrumental view of magnetic fields and activity of ɛ Eridani with SPIRou, NARVAL, and TESS|autore=P. Petit|etal=si|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=648|numero=A55|data=2021|accesso=15 ottobre 2021|url=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/04/aa40027-20.pdf}}</ref>
|tipo_variabile = [[Variabile BY Draconis|BY Draconis]]<ref>{{cita web|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ50c66d317cba&-out.add=.&-source=B/vsx/vsx&recno=11683 |titolo=AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2012)| editore= [[AAVSO]]| accesso=9 febbraio 2013}}</ref>
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'''Epsilon Eridani''' ([[Nomenclatura di Bayer|ε Eridani / ε Eri]]), o '''[[Rán|Ran]]'''<ref>{{cita web|url=http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau1514/|titolo=iau1514 — Press Release - Final Results of NameExoWorlds Public Vote|editore=[[Unione Astronomica Internazionale]]|data=15 dicembre 2015}}</ref>, è una [[stella]] visibile nella [[Eridano (costellazione)|costellazione di Eridano]], di [[magnitudine apparente|magnitudine]] 3,73. Osservabile da tutte le regioni abitate della [[Terra]] in virtù della sua [[declinazione (astronomia)|declinazione]] (circa 9,5° a sud dell'[[equatore celeste]]), la stella si trova ad una distanza di 10,5 [[anno luce|anni luce]] dal [[sistema solare]]<ref name=Anderson>{{cita pubblicazione|autore= Erik Anderson, Charles Francis|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ50c66d317cba&-out.add=.&-source=V/137C/XHIP&recno=16495 |rivista=Astronomy & Astrophysics Letters|titolo=XHIP: An Extended Hipparcos Compilation|data=23 marzo 2012}}{{arxiv|1108.4971}}</ref> che la rende la terza [[Stelle più vicine alla Terra|stella più vicina]] visibile ad [[occhio nudo]] nel cielo notturno terrestre, dopo {{STL|Alfa|Cen}} e [[Sirio]], nonché una delle stelle più vicine al sistema solare in assoluto, in particolare la più vicina stella singola [[analogo solare|simile]] al [[Sole]].

{{ST|Epsilon|Eri}} è una stella di [[sequenza principale]] complessivamente più piccola del [[Sole]], dal momento che possiede circa l'82% della sua [[massa (fisica)|massa]], il 74% del suo [[raggio (astronomia)|raggio]] e il 34% della sua [[luminosità (astronomia)|luminosità]]. È una stella relativamente povera in [[metallicità|elementi pesanti]]; classificata come una [[nana arancione]] di [[classe spettrale|classe]] K2V, è [[stella variabile|variabile]] del [[variabile BY Draconis|tipo BY Draconis]] ed è caratterizzata da una [[temperatura superficiale]] di poco superiore ai 5000 [[Kelvin|K]]. La stella ruota sul proprio asse in circa 11 giorni; questa rapida [[rotazione stellare|rotazione]], associata alle caratteristiche [[Spettro elettromagnetico|spettrali]] e alla presenza di un intenso [[campo magnetico stellare|campo magnetico]], inducono a ritenere che si tratti di un astro piuttosto giovane, con un'età stimata non superiore a 500 milioni di anni<ref name=Coffaro>{{Cita pubblicazione|titolo=An X-ray activity cycle on the young solar-like star ɛ Eridani|autore=M. Coffato|etal=si|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=636|numero=A49|data=aprile 2020|url=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2020/04/aa36479-19.pdf|accesso=10 ottobre 2023}}</ref><ref name=Janson>{{cita pubblicazione|autore=Janson, M. et al. |data=settembre 2008|titolo=A comprehensive examination of the ε Eridani system. Verification of a 4 micron narrow-band high-contrast imaging approach for planet searches|rivista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume= 488|numero=2|pp=771-780|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...488..771J |doi=10.1051/0004-6361:200809984 |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

Secondo i dati ottenuti dal [[telescopio spaziale Spitzer]], attorno alla stella orbiterebbero due [[Cintura asteroidale|cinture asteroidali]], distanti dal centro del sistema rispettivamente 3 e 20 [[unità astronomica|unità astronomiche]], e un ampio disco di corpi ghiacciati (probabilmente [[cometa|comete]]), residuato dalla [[nebulosa solare|formazione del sistema]], posto ad una distanza di 35-90&nbsp;UA<ref>{{cita pubblicazione| autore=D. Backman ''et al.''|data=2008|titolo=Epsilon Eridani's planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and CSO observations|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume= 690|numero=2|pp=1522-1538|doi=10.1088/0004-637X/690/2/1522 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...690.1522B |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

Lo studio delle periodiche variazioni rilevate nella misurazione della [[velocità radiale]] della stella indica la probabile presenza di un [[pianeta extrasolare|pianeta]], denominato [[Epsilon Eridani b|{{ST|Epsilon|Eri|b}}]], la cui scoperta è stata annunciata nel [[2000]]<ref name=Hatzes/>. Nonostante la sua esistenza sia stata a lungo oggetto di controversie, per via delle interferenze esercitate sulla misurazione della velocità radiale dalla variabilità della stella, molti astronomi ritengono concreta la presenza dell'esopianeta<ref name=Janson/><ref name=Brogi/><ref name=Reidemeister/>; per questo {{ST|Epsilon|Eri}} è stata considerata la stella più vicina al Sole a possedere un [[sistema planetario]] fino alla scoperta di [[Alfa Centauri Bb|{{ST|Alfa|Cen}} Bb]]. Inoltre è stata ipotizzata la presenza di un secondo pianeta, denominato [[Epsilon Eridani c|{{ST|Epsilon|Eri|c}}]], per spiegare le disomogeneità osservate all'interno della cintura asteroidale esterna; tale pianeta non è però stato confermato<ref name=Quillen/>.

La prossimità e la relativa somiglianza al Sole, aggiunta alla presenza di un sistema planetario, ha fatto di {{ST|Epsilon|Eri}} uno degli obiettivi di un possibile futuro viaggio di [[Viaggio interstellare|sonde interstellari]]<ref name=Forward/>; per gli stessi motivi è stata a lungo un obiettivo del programma [[SETI]] ed è stata citata come ambientazione in numerosi racconti di [[fantascienza]]<ref name=Boyle>{{cita libro|autore=Alan Boyle|data=2009|titolo=The case for Pluto: how a little planet made a big difference|anno=2010|url=https://archive.org/details/caseforplutohowl00boyl_0|isbn=0-470-50544-3}}</ref>.

== Osservazione ==
[[File:Eridanus epsilon location.png|left|thumb|La posizione di {{ST|Epsilon|Eri}} nella costellazione.]]

{{ST|Epsilon|Eri}} è situata nella parte settentrionale della [[Eridano (costellazione)|costellazione di Eridano]], circa 3° ad ovest della più brillante {{STL|Delta|Eri}}. È una stella dell'[[emisfero celeste]] meridionale, ma la sua [[Declinazione (astronomia)|declinazione]], pari a −9,46°, la rende visibile da quasi tutte le aree abitate della Terra; solo più a nord della [[latitudine]] 80°N non compare mai sopra l'orizzonte.<ref name="Uranom">{{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6°| editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-15-8|lingua=inglese}}</ref> Essendo di magnitudine 3,73, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani non eccessivamente affetti da [[inquinamento luminoso]]. Il periodo migliore per la sua osservazione ricade tra i mesi di novembre e marzo.

== Storia delle osservazioni ==
[[File:Eridanus uranometria.jpg|upright=1.2|thumb|La costellazione di Eridano rappresentata nell{{'}}''Uranometria'' di Bayer.]]

[[Johann Bayer]] inserì {{ST|Epsilon|Eri}} nel suo catalogo celeste ''[[Uranometria]]'' del [[1603]]. L'astronomo tedesco era solito sfruttare un sistema di [[nomenclatura di Bayer|nomenclatura]] in cui assegnava una lettera dell'[[alfabeto greco]], seguita dal [[genitivo]] del nome latino della costellazione, a ciascuna delle stelle di una costellazione seguendo l'ordine di luminosità, attribuendo la [[alfa (lettera)|lettera alfa]] (α) alla più brillante e le lettere successive (β, γ, δ.. ω) alle stelle rimanenti. Tuttavia, come anche nel caso di altre stelle, per {{ST|Epsilon|Eri}} non seguì questa "regola", in quanto mentre la lettera [[Epsilon (lettera)|epsilon]] (ε) è la quinta nell'alfabeto greco, la stella è solo la decima della costellazione in ordine di luminosità.

L'astronomo [[Regno Unito|britannico]] [[John Flamsteed]], nel suo catalogo ''Historia Coelestis Britannica'' del [[1714]], seguì invece un altro sistema di [[Nomenclatura di Flamsteed|nomenclatura]]: egli infatti assegnava ad ogni stella di una data costellazione dei numeri arabi, a partire dall'1, in ordine crescente di [[ascensione retta]], seguiti dal genitivo del nome latino della costellazione. Ad {{ST|Epsilon|Eri}} fu assegnato il numero 18.

Sulla base di osservazioni condotte tra il [[1800]] e il [[1880]], gli astronomi rilevarono che la stella possedeva un elevato [[moto proprio]] sulla [[sfera celeste]]: la [[velocità angolare]] fu stimata nell'ordine di tre [[Secondo (geometria)|secondi d'arco (")]] all'anno<ref name=mras48_77>{{cita libro| cognome=Gill | nome=David | coautori=William Lewis Elkin | titolo=Heliometer determinations of stellar parallaxes in the southern hemisphere | città=Londra | anno=1884 | pagine=174–180 | url=http://books.google.com/?id=NpMoAAAAYAAJ&pg=PA174 |editore=The Royal Astronomical Society |accesso=20 dicembre 2012 }}</ref>; poiché ciò è un indice della vicinanza della stella al Sole, si cercò di stimare la [[parallasse]] per determinarne la distanza. Nel [[1883]], [[William Elkin]], utilizzando l'[[eliometro]] del [[South African Astronomical Observatory]] di [[Città del Capo]] per comparare la posizione apparente di {{ST|Epsilon|Eri}} con quella di due stelle di fondo, ricavò una parallasse di 0,14 ± 0,02"<ref>{{cita pubblicazione| cognome=Gill | nome=David | titolo=The fixed stars | rivista=[[Nature]] | anno=1884 | volume=30 | pp=156-159 | doi=10.1038/030156a0 | numero=763 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1884Natur..30..156. |accesso=23 dicembre 2012}}</ref>; tale stima venne affinata nel [[1917]] a 0,317"<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The luminosities and parallaxes of five hundred stars |autore=Adams, W. S.; Joy, A. H. |rivista=Astrophysical Journal |anno=1917  |volume=46 |pp=313-339 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1917ApJ....46..313A |doi=10.1086/142369 |accesso=23 dicembre 2012}}</ref>, quindi, in seguito alle rilevazioni del satellite [[Hipparcos]], ulteriormente precisata in 0,31094 secondi d'arco, che corrispondono a una distanza di 3,22 [[parsec]] (10,5 anni luce)<ref name=Anderson/>.

=== Scoperte sui dintorni della stella ===
[[File:NASA-JPL-Caltech - Double the Rubble (PIA11375) (pd).jpg|thumb|left|upright=1.3|Un'immagine artistica che mostra il sistema di {{ST|Epsilon|Eri}}.]]

Sulla base dei cambiamenti nella posizione della stella rilevati tra il [[1938]] e il [[1972]], l'astronomo [[Peter van de Kamp]] ha ipotizzato la presenza in orbita di un compagno planetario con un [[periodo di rivoluzione|periodo]] di 25 anni;<ref>{{cita pubblicazione| cognome=van de Kamp | nome=P.| titolo=Parallax and orbital motion of Epsilon Eridani | rivista=The Astronomical Journal | mese=aprile| anno=1974 | volume=79 | pp=491-492 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974AJ.....79..491V | doi=10.1086/111571 |accesso=24 dicembre 2012 }}</ref> tuttavia nel [[1993]] l'astronomo tedesco [[Wulff-Dieter Heintz]] confutò i risultati di van de Kamp, dimostrando che tali cambiamenti erano in realtà frutto di errori sistematici nelle misure effettuate sulle [[lastra fotografica|lastre fotografiche]] e che quindi l'ipotesi di un pianeta era da escludere<ref>{{cita pubblicazione| cognome=Heintz | nome=W. D. | titolo=Photographic astrometry of binary and proper-motion stars. VII | rivista=The Astronomical Journal | volume=105 | numero=3 | pp=1188-1195 | mese=marzo| anno=1992 | doi=10.1086/116503 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993AJ....105.1188H | accesso=24 dicembre 2012 }} cfr. p. 1192.</ref>.

Nel [[1985]] il [[telescopio spaziale]] [[IRAS]] rilevò un eccesso di [[radiazione infrarossa]] nello spettro della stella<ref name=Aumann>{{cita pubblicazione|autore=Aumann, H. H.|data=ottobre 2005|titolo=IRAS observations of matter around nearby stars| rivista=Publications of the [[Astronomical Society of the Pacific]]|volume= 97|pp=885-891|doi=10.1086/131620 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..885A |accesso=24 dicembre 2012}}</ref> che indicava la presenza attorno ad essa di un [[disco circumstellare]] di polveri che divenne oggetto di studi intensivi. L'osservazione nel [[1998]] di disomogeneità nel disco portò nuovamente alla ribalta l'ipotesi del pianeta<ref name=Greaves/>.

Dal [[1980]] al [[2000]] un gruppo di astronomi, guidati dallo statunitense [[Artie Hatzes]], ha effettuato una serie di misurazioni della [[velocità radiale]]; i cambiamenti osservati hanno rinforzato l'ipotesi dell'esistenza di un pianeta, orbitante intorno alla stella con un periodo di circa sette anni<ref name=Hatzes/>. L'importante attività magnetica dell'astro costituiva però una fonte di interferenza; ad ogni modo, qualunque periodicità causata dall'attività magnetica avrebbe dovuto produrre delle variazioni corrispondenti nelle [[linea spettrale|linee di emissione]] del [[Calcio (elemento chimico)|calcio]] [[ione|ionizzato]]. Dal momento che questa corrispondenza non fu trovata, l'ipotesi di un compagno planetario rimase la più plausibile<ref name=Markus>{{cita pubblicazione |titolo=NACO-SDI Direct Imaging Search for the Exoplanet ɛ Eri b |autore=M. Janson ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2007  |volume=133 |numero=6 |pp=2442-2456 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AJ....133.2442J |doi=10.1086/516632 |accesso=25 dicembre 2012}}</ref>. La scoperta fu ulteriormente supportata da osservazioni [[Astrometria|astrometriche]] effettuate fra il [[2001]] e il [[2003]] tramite il [[telescopio spaziale Hubble]]<ref name=Ben/>.

Una serie di simulazioni computerizzate sulla struttura del disco circumstellare condotte nel [[2002]] hanno mostrato che la disomogenea distribuzione delle polveri suggeriva la presenza di un secondo pianeta, collocato in un'orbita eccentrica<ref name=Quillen>{{cita pubblicazione |titolo=Structure in the ɛ Eridani Dusty Disk Caused by Mean Motion Resonances with a 0.3 Eccentricity Planet at Periastron |autore=A.C. Quillen, S. Thorndike |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002  |volume=578 |numero=2 |pp=L149-L152 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...578L.149Q |doi=10.1086/344708 |accesso=30 dicembre 2012}}</ref>; tale pianeta però non è stato confermato<ref name=Quillen/>.

=== Programma SETI e proposte di esplorazione ===
[[File:Dr. Frank Drake.jpg|thumb|Frank Drake.]]

Essendo una delle stelle più vicine alla Terra simili al Sole, {{ST|Epsilon|Eri}} è stata, insieme a {{STL|Tau|Cet}}, un obiettivo di programmi volti ad individuare eventuali tentativi di comunicazione tramite segnali radio da parte di civiltà extraterrestri; in particolare è stata oggetto di studi da parte del [[SETI]] fin dal suo programma pionieristico, denominato [[Progetto Ozma]], promosso dall'astronomo statunitense [[Frank Drake]]. Il programma, che si prefiggeva di ricercare dei segnali nella banda dell'[[Riga a 21 cm dell'idrogeno neutro|idrogeno neutro]], non ottenne però alcun risultato<ref name=heidmann_dunlop1995>{{cita libro| cognome=Heidmann | nome=Jean | coautori=Storm Dunlop | anno=1995 | titolo=Extraterrestrial intelligence | pagine=113 | editore=Cambridge University Press | città=Cambridge, U.K. | isbn=0-521-58563-5 }}</ref>; Drake fece un nuovo tentativo nel [[2010]], ma anche in questo caso non ebbe successo<ref>{{cita web|titolo=Frank Drake-returns to search for extraterrestrial life|autore=Nicole Gugliucci|editore=[[Discovery Communications|Discovery News]]|data 24 maggio 2010|url=http://news.discovery.com/space/frank-drake-returns-to-search-for-extraterrestrial-life.html|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120203194759/http://news.discovery.com/space/frank-drake-returns-to-search-for-extraterrestrial-life.html|dataarchivio=3 febbraio 2012|accesso=3 febbraio 2012}}</ref>.

In ''Habitable Planets for Man'', uno studio del [[1964]] della ''[[think tank]]'' statunitense [[RAND Corporation]], le possibilità dell'esistenza di un pianeta abitabile attorno a {{ST|Epsilon|Eri}} furono stimate al 3,3%. Fra le stelle entro 22 anni luce dalla Terra, {{ST|Epsilon|Eri}} fu inclusa tra le 14 che avevano maggiori possibilità di ospitare pianeti abitabili<ref>{{cita libro|autore=Dole, Stephen H. |anno=1964|titolo=Habitable planets for man |url=https://archive.org/details/habitableplanets0000dole |edizione=1 |città=New York|editore=Blaisdell Publishing Company|pagine= 110-113|isbn=0-444-00092-5}}</ref>.

Una nuova strategia nella ricerca di vita extraterrestre fu proposta nel [[1977]] da William I. McLaughlin, il quale suggerì che eventi osservabili comunemente, quali le esplosioni delle [[Nova|novae]], potessero essere sfruttate da civiltà aliene per sincronizzare e ricevere segnali provenienti da notevoli distanze. L'idea venne messa alla prova nel [[1988]] dal National Radio Astronomy Observatory, che si servì per l'esperimento delle esplosioni della [[Nova Cygni 1975]]; dopo quindici giorni di osservazioni l'esperimento si chiuse senza risultati degni di nota<ref>{{cita pubblicazione|autore=Forbes, M. A.; Westpfahl, D. J.|data=settembre 1988|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988BAAS...20.1043F&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|titolo=A test of McLaughlin's strategy for timing SETI experiments|rivista=Bulletin of the [[American Astronomical Society]]|volume= 20|p=1043|accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

Vista la vicinanza alla Terra e la relativa somiglianza con il Sole, la stella venne considerata sin dal [[1985]] uno degli obiettivi di probabili futuri [[Viaggio interstellare|viaggi interstellari]]<ref name=Forward>{{cita pubblicazione|autore= Forward, R. L.|data=1985|titolo=Starwisp – an ultra-light interstellar probe|rivista=Journal of Spacecraft and Rockets|volume= 22|numero=3|pp=345-350|doi=10.2514/3.25754 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985JSpRo..22..345F |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>, tanto che nel [[1986]] venne inclusa tra i principali obiettivi del "[[Progetto Daedalus]]" della British Interplanetary Society<ref>{{cita pubblicazione|autore=Martin, A. R. |data=febbraio 1976|titolo=Project Daedalus – The ranking of nearby stellar systems for exploration|rivista=Journal of the British Interplanetary Society|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976JBIS...29...94M|volume= 29|pp=94-100}}</ref>. Negli anni seguenti {{ST|Epsilon|Eri}} ha continuato a costituire uno dei principali obiettivi di proposte simili, come il progetto ''Icarus'' del [[2011]]<ref>{{cita pubblicazione|autore=Long, K. F.; Obousy, R. K.; Hein, A. |data=25 gennaio 2011|titolo=Project Icarus: Optimisation of nuclear fusion propulsion for interstellar missions|doi=10.1016/j.actaastro.2011.01.010|rivista=Acta Astronautica|volume= 68 |numero=11-12|p=1820}}</ref>.

{{ST|Epsilon|Eri}} è stata inoltre a lungo un obiettivo del [[Progetto Phoenix]], che dal [[1995]] al [[2004]] ha sondato lo spazio alla ricerca di eventuali segnali di vita aliena provenienti da 800 stelle vicine al Sole, senza però ottenere risultati<ref>{{cita web|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3567729.stm|titolo=Radio search for ET draws a blank|autore=Dr. David Whitehouse|editore=[[BBC]]|data=marzo 2004}}</ref>.

== Ambiente galattico ==
[[File:12lys.png|upright=1.2|thumb|left|La posizione spaziale delle stelle poste entro un raggio di 12,5 anni luce dal Sole.]]

Trovandosi a 10,5 [[anno luce|anni luce]] dal Sole, {{ST|Epsilon|Eri}} è una delle stelle a noi più vicine; per la precisione è il 9º [[lista delle stelle più vicine alla Terra|astro più vicino al sistema solare]], il terzo se si considerano solo quelli visibili ad occhio nudo, dopo {{ST|Alfa|Cen}} e Sirio<ref name=recons>{{cita web |url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm |titolo=The one hundred nearest star systems |editore=[[RECONS]] |accesso= 2 gennaio 2013|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120204034144/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm|dataarchivio=4 febbraio 2012 }}</ref>. In virtù di questa vicinanza, condivide col Sole il medesimo ambiente galattico, all'interno della [[Bolla Locale]] del [[Braccio di Orione]]. Le sue [[coordinate galattiche]] sono 195,84° e −48,05°<ref name=SIMBAD/>: una [[longitudine galattica]] di circa 196° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e {{ST|Epsilon|Eri}}, se proiettata sul [[piano galattico]], forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il [[centro galattico]] un angolo di 196°; ciò implica che {{ST|Epsilon|Eri}} è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una [[latitudine galattica]] di circa −48° indica invece che {{ST|Epsilon|Eri}} si trova più a sud rispetto al piano su cui giacciono il Sole e il centro galattico.

La stella più prossima a {{ST|Epsilon|Eri}}, ad una distanza di 5,1 anni luce, è [[Luyten 726-8]]<ref name=SOLSTATION>{{cita web |url=http://www.solstation.com/stars/eps-erid.htm |titolo=Epsilon Eridani|editore=SOLSTATION |accesso= 6 gennaio 2013 }}</ref>, un [[stella binaria|sistema binario]] formato da due deboli [[nana rossa|nane rosse]] [[stelle a brillamento|variabili a brillamento]] denominate [[UV Ceti|UV]] e [[BL Ceti]]<ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=UV+ceti&submit=SIMBAD+search |titolo=UV Cet -- Flare Star |accesso=1º gennaio 2013 |sito=[[SIMBAD]] |editore=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]}}</ref><ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=BL+ceti&submit=SIMBAD+search |titolo=BL Cet -- Flare Star |accesso=1º gennaio 2013 |sito=[[SIMBAD]] |editore=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]}}</ref><ref name=GCVS>{{cita web | titolo=GCVS Variability Types |sito=[[General Catalogue of Variable Stars]] | editore=Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute  | url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt | accesso=1º gennaio 2013 }}</ref>. A causa della sua bassa luminosità questo sistema non solo è invisibile dalla Terra, ma lo sarebbe anche da eventuali osservatori nel sistema di {{ST|Epsilon|Eri}}.

A 5,5 anni luce da {{ST|Epsilon|Eri}} si trova invece {{ST|Tau|Cet}}, una [[nana gialla]] di classe spettrale G8,5V<ref>{{cita web |titolo=LHS 146 -- High proper-motion Star |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=LHS+146&submit=SIMBAD+search |accesso=1º gennaio 2013 |sito=[[SIMBAD]] |editore=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]}}</ref> lievemente più piccola del Sole<ref>{{cita web |url=http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm |titolo=Tau Ceti |editore=Solstation |accesso= 1º gennaio 2013 }}</ref>, circondata da un sistema planetario formato da cinque [[pianeta extrasolare|pianeti]] del tipo [[super Terra]], due dei quali sono situati all'interno della [[zona abitabile]] del sistema<ref>{{cita pubblicazione|autore=M. Tuomi ''et al.''|url=http://star-www.herts.ac.uk/~hraj/tauceti/paper.pdf|titolo=Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the τ Ceti velocities|rivista=[[Astronomy & Astrophysics]]}}{{arXiv|1212.4277}}</ref>.

== Caratteristiche fisiche ==
=== Caratteristiche generali ===
[[File:Size epsilon eridani.png|thumb|upright=1.3|{{ST|Epsilon|Eri}} (a sinistra) a confronto con il Sole.]]

{{ST|Epsilon|Eri}} è una stella di [[sequenza principale]] di [[tipo spettrale]] K2V, classificata come [[nana arancione]], la seconda stella di questo tipo nelle immediate vicinanze del Sole dopo {{STL|Alfa|Cen|B}}<ref name=recons/>. È un astro piuttosto giovane, dal momento che la sua età è stata stimata in circa 440 milioni di anni, anche se con un margine d'incertezza alto che porta a collocarla tra 200 e 800 milioni di anni<ref name=Janson/>. La sua [[Temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] è di poco superiore ai 5000 [[Kelvin|K]]<ref name=Kovtyukh>{{cita pubblicazione |titolo=High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios |autore=V. V. Kovtyukh ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2003  |volume=411 |pp=559-564 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A&A...411..559K |doi=10.1051/0004-6361:20031378 |accesso=2 gennaio 2013}}</ref>; è una stella complessivamente più piccola del Sole, dal momento che possiede una [[massa (fisica)|massa]] di 0,82 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]]<ref name=Gonzales>{{cita pubblicazione |titolo=Parent stars of extrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited |autore=G. Gonzalez, M. K. Carlson, R. W. Tobin |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2010  |volume=403 |numero=3 |pp=1368-1380 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.403.1368G |doi=10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x |accesso=2 gennaio 2013}}</ref>, un [[raggio (astronomia)|raggio]] di 0,74&nbsp;[[raggio solare|R<sub>☉</sub>]]<ref name=Demory>{{cita pubblicazione |titolo=Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI |autore=B.-O. Demory ''et al,'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2009  |volume=505 |numero=1 |pp=205-215 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A&A...505..205D |doi=10.1051/0004-6361/200911976 |accesso=2 gennaio 2013}}</ref> e una [[luminosità (astronomia)|luminosità]] di 0,34&nbsp;[[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]]<ref name=Saumon>{{cita pubblicazione |titolo=A Theory of Extrasolar Giant Planets |autore=D. Saumon ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=1996  |volume=460 |pp=993-1018 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...460..993S |doi=10.1086/177027 |accesso=2 gennaio 2013}}</ref>; inoltre è una stella piuttosto povera in elementi più pesanti dell'[[elio]], in quanto presenta una [[metallicità]] pari al 75% di quella della nostra stella<ref name=Ben/>.

La [[struttura stellare|struttura interna]] dell'astro è affine a quella del Sole e delle altre stelle di sequenza principale di massa medio-piccola. Al centro della stella si trova il [[nucleo solare|nucleo]], al cui interno avvengono le reazioni di [[fusione nucleare]] tramite il processo denominato [[catena protone-protone]], in cui quattro nuclei d'[[idrogeno]] si fondono per formare un nucleo di elio, rilasciando energia sotto forma di [[fotone|fotoni]] [[raggi gamma|γ]]; il nucleo è circondato da una [[zona radiativa]], nella quale l'energia viene trasportata tramite l'[[irraggiamento]] verso lo strato immediatamente più esterno, la [[zona convettiva]], ove l'energia viene trasportata attraverso i [[convezione|moti convettivi]] del [[Plasma (fisica)|plasma]], raggiungendo la [[fotosfera]] e propagandosi nello [[Spazio (astronomia)|spazio esterno]]<ref name="imagine">{{cita web | data = 1º settembre 2006 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | titolo = What is a Star? |editore = NASA | accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

=== Attività magnetica e variabilità ===

L'attività magnetica di {{ST|Epsilon|Eri}} è superiore a quella solare: infatti, l'intensità del [[Campo magnetico stellare|campo magnetico]] è (1,65 ± 30) × 10<sup>−2</sup>&nbsp;[[Tesla (unità di misura)|tesla (T)]]<ref>{{cita pubblicazione| cognome=Rüedi | nome=I.| coautori=S. K. Solanki, G. Mathys, S. H. Saar | titolo=Magnetic field measurements on moderately active cool dwarfs | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=318 | pp=429-442 | mese=febbraio| anno=1997 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...318..429R |accesso=3 gennaio 2013 }}</ref>, circa 40 volte maggiore del campo magnetico solare, che ha una intensità di 5–40 × 10<sup>−5</sup> T<ref>{{cita pubblicazione| autore=Y.-M. Wang, N. R., Jr. Sheeley | titolo=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum | rivista=The Astrophysical Journal | volume=591 | numero=2 | pp=1248-1256 | mese=luglio| anno=2003 | doi=10.1086/375449 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1248W |accesso=3 gennaio 2013 }}</ref>. Le proprietà magnetiche di {{ST|Epsilon|Eri}} possono essere modellate assumendo che circa il 9% della fotosfera sia interessato da un [[flusso magnetico]], dall'intensità di circa 0,14&nbsp;T, e che il resto della superficie sia libero dal campo magnetico<ref>{{cita pubblicazione| cognome=Valenti | nome=Jeff A. | coautori=Geoffrey W. Marcy, Gibor Basri| titolo=Infrared zeeman analysis of Epsilon Eridani | rivista=The Astrophysical Journal, Part 1 | mese=febbraio| anno=1995 | volume=439 | numero=2 | pp=939-956 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...439..939V | doi=10.1086/175231 |accesso=3 gennaio 2013}}</ref>. L'attività magnetica della stella appare nel complesso irregolare, anche se sembra possibile individuare una [[ciclo solare|periodicità]] di 4,9 anni<ref>{{cita pubblicazione| cognome=Buccino | nome=A. P.| coautori=P. J. D. Mauas| titolo=Mg II h+k emission lines as stellar activity indicators of main sequence F-K stars | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=483 | numero=3 | pp=903-910| mese=giugno| anno=2008 | doi=10.1051/0004-6361:20078925 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...483..903B|accesso=3 gennaio 2013 }}</ref>; assumendo che il raggio della stella rimanga costante nel tempo, queste variazioni a lungo termine producono una variazione della temperatura superficiale di circa 15&nbsp;K, che si traducono in un cambiamento della luminosità di 1,4 centesimi di magnitudine<ref>{{cita pubblicazione| cognome=Gray | nome=David F.| coautori=Sallie L. Baliunas| titolo=Magnetic activity variations of Epsilon Eridani | rivista=The Astrophysical Journal, Part 1 | mese=marzo| anno=1995 | volume=441 | numero=1 | pp=436-442| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...441..436G | doi=10.1086/175368 |accesso=3 gennaio 2013}}</ref>.

Il campo magnetico di {{ST|Epsilon|Eri}} produce delle variazioni nel comportamento [[Fluidodinamica|fluidodinamico]] della fotosfera, il che determina delle oscillazioni che complicano l'[[metodi di individuazione di pianeti extrasolari|individuazione]], almeno in maniera indiretta, di possibili esopianeti sfruttando le perturbazioni che questi producono della velocità radiale dell'astro; tali misurazioni devono essere, infatti, particolarmente accurate<ref>{{cita conferenza| cognome=Marcy | nome=Geoffrey W.| coautori=Debra A. Fischer, R. Paul Butler, Steven S. Vogt| titolo=Planetary Messages in the Doppler Residuals (Invited Review) | conferenza=Planetary Systems in the Universe, Proceedings of IAU Symposium #202, Manchester, 7-11 agosto 2000 | pagine=20-28 | anno=2004 |editore=Astronomical Society of the Pacific| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004IAUS..202...20M | accesso=3 gennaio 2013 | isbn=978-1-58381-176-4}}</ref>.

La stella è annoverata tra le [[variabile BY Draconis|variabili BY Draconis]]<ref name=GCVS/>, caratterizzate dalla presenza, sulla fotosfera, di regioni a maggiore attività magnetica, come le [[macchia stellare|macchie]], che si mostrano periodicamente con la [[rotazione stellare|rotazione della stella]]. A causa di tali strutture la luminosità della stella varia mediamente di 5 centesimi di magnitudine<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The rotation period of Epsilon ERI from photometry of its starspots |autore=G. J. Fray ''et al.'' |rivista=Astronomical Journal |anno=1991  |volume=102 |pp=1813-1815 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991AJ....102.1813F |doi=10.1086/116005 |accesso=3 gennaio 2013}}</ref> ogni 11 giorni circa, che corrispondono al periodo di rotazione dell'astro; un periodo così breve, meno della metà di quello del Sole, è tipico delle stelle giovani, come è il caso di {{ST|Epsilon|Eri}}<ref>{{cita pubblicazione|autore=Jeremy J. Drake, Geoffrey Smith |data=agosto 1993|titolo=The fundamental parameters of the chromospherically active K2 dwarf Epsilon Eridani|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume=412 |pp=797-809|doi=10.1086/172962 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...412..797D |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. Le osservazioni [[Fotometria (astronomia)|fotometriche]] hanno dimostrato che anche {{ST|Epsilon|Eri}}, come il Sole, va incontro al fenomeno della [[rotazione differenziale]], per la quale il periodo di rotazione varia al variare della [[latitudine]]: a seconda della regione considerata il periodo di rotazione assume un valore compreso fra i 10,8 giorni dell'[[equatore]] e i 12,3 giorni dei [[polo geografico|poli]]<ref>Il periodo di rotazione ''P<sub>β</sub>'' alla latitudine ''β'' è dato dall'equazione:
:''P<sub>β</sub>'' = ''P<sub>eq</sub>''/(1 − ''k'' sin ''β'')
dove ''P<sub>eq</sub>'' è il periodo equatoriale e ''k'' è il parametro di rotazione differenziale. Il suo valore varia nell'intervallo:
:0,03 ≤ ''k'' ≤ 0,10</ref><ref name=Frohlich>{{cita pubblicazione |titolo=The differential rotation of epsilon Eri from MOST data |autore=H.-E. Fröhlich  |rivista=Astronomische Nachrichten |anno=2007  |volume=328 |numero=10 |pp=1037-1039|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AN....328.1037F |doi=10.1002/asna.200710876 |accesso=3 gennaio 2013}}</ref>. L'[[inclinazione assiale]] della stella rispetto alla linea di vista non è conosciuta con precisione: le stime variano da 24° a 72°<ref name=Frohlich/>.

[[File:Traceimage.jpg|thumb|Gli [[anello coronale|anelli coronali]] sono una delle manifestazioni dell'attività magnetica di una stella, in questo caso del Sole. Ripresa della sonda [[TRACE (telescopio)|TRACE]] con un filtro a 171 [[Ångström|Å]].]]

L'emissione di [[raggi X]] è pari a 2 × 10<sup>21</sup> [[Watt|W]], superiore alla quantità di raggi X emessa dal Sole al [[Massimo solare|massimo della sua attività]]; la fonte di questa intensa emissione X è la [[corona solare|corona]] della stella, più ampia e calda rispetto a quella solare<ref>{{cita pubblicazione|autore=J. H. Schmitt  ''et al.'' |data=febbraio 1996|titolo=The extreme-ultraviolet spectrum of the nearby K Dwarf ε Eridani|rivista=[[Astrophysical Journal]]|volume= 457|p=882|doi=10.1086/176783 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...457..882S |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>: la temperatura della corona di {{ST|Epsilon|Eri}}, misurata a partire dalle [[astronomia dell'ultravioletto|osservazioni nell'ultravioletto]] e [[astronomia a raggi X|nei raggi X]], è di 3,4 × 10<sup>6</sup> K<ref name=Ness>{{cita pubblicazione|autore=J.-U. Ness, C. Jordan |data=aprile 2008|titolo=The corona and upper transition region of ε Eridani|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume= 385|numero=4|pp=1691-1708|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12757.x |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.385.1691N |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. Osservazioni condotte tramite il telescopio Hubble hanno mostrato che il [[vento stellare|vento]] che si diparte dalla corona di {{ST|Epsilon|Eri}} fa perdere alla stella trenta volte più massa rispetto a quanta non ne perda il Sole tramite il [[vento solare]]. Il vento stellare delimita una vasta [[Bolla di vento stellare|astrosfera]], che si estende fino a 8000&nbsp;UA dalla stella e contiene al suo interno un ''[[bow shock]]'', ad una distanza dall'astro di circa 1600&nbsp;UA. Osservata dalla Terra, l'astrosfera di {{ST|Epsilon|Eri}} si estende per 42 [[Minuto d'arco|minuti d'arco (')]], valore superiore alla grandezza apparente della [[Luna piena]]<ref>{{cita pubblicazione|autore=Brian E. Wood, Hans-Reinhard Müller, Gary P. Zank, Jeffrey L. Linsky |luglio 2002|titolo=Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age and activity|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume= 574|numero=1|pp=1-2|doi=10.1086/340797 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...574..412W |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

== Moti spaziali ==
Come detto in precedenza, {{ST|Epsilon|Eri}} esibisce un grande moto proprio: l'astro si muove di −0,976[[Secondo (geometria)|"]] ogni anno in [[ascensione retta]] (l'equivalente celeste della [[longitudine]]) e di 0,018" per anno in [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] (l'equivalente celeste della [[latitudine]]); il moto proprio è quindi di 0,962&nbsp;arcosecondi per anno<ref name=SIMBAD/><ref>Il moto proprio totale può essere calcolato mediante la seguente formula:
: μ<sup>2</sup> = (μ<sub>α</sub> cos δ)<sup>2</sup> + μ<sub>δ</sub><sup>2</sup>
dove μ<sub>α</sub> è il moto proprio in ascensione retta, μ<sub>δ</sub> è il moto proprio in declinazione e δ è la declinazione. Nel caso di {{ST|Epsilon|Eri}} si ottiene:
: μ<sup>2</sup> = (−975,17 · cos(−9,458°))<sup>2</sup> + 19,49<sup>2</sup> = 925658,1
quindi μ è uguale a 962,11. Cfr. {{cita libro | cognome=Birney | nome=D. Scott | coautori=Guillermo González, David Oesper  | titolo=Observational astronomy | pagina=75 | edizione=2| editore=Cambridge University Press | città=Cambridge, U.K. | anno=2006 | isbn=0-521-85370-2 | url=http://books.google.com/books?id=cc9L8QWcZWsC&pg=RA1-PA75 | accesso=4 gennaio 2013 }}</ref>.

La [[velocità radiale]] della stella è di +15,5&nbsp;km/s, il che significa che ora si sta allontanando dal sistema solare, ma in passato, circa 105&nbsp;000 anni fa, la stella si trovava più vicina al Sole, a circa 7 anni luce<ref>{{cita pubblicazione|autore=J. García-Sánchez ''et al.''|data=novembre 2001|titolo=Stellar encounters with the Solar System|rivista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume= 379 |numero=2|pp=634-659|doi=10.1051/0004-6361:20011330 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A%26A...379..634G |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. In futuro invece, all'incirca tra 31&nbsp;500 anni, {{ST|Epsilon|Eri}} avrà un incontro ravvicinato con la binaria Luyten 726-8, la quale si verrà a trovare ad appena 0,9 anni luce di distanza e rimarrà a questa distanza per un periodo di 4600 anni. Se {{ST|Epsilon|Eri}} possedesse una nube di [[cometa|comete]] simile alla [[nube di Oort]], il passaggio ravvicinato di Luyten 726-8 potrebbe determinare delle [[Perturbazione (astronomia)|perturbazioni]] gravitazionali nei confronti di alcune comete a lungo periodo, strappandole alla nube oppure precipitandole verso il centro del sistema<ref>{{cita pubblicazione|autore=Potemine, Igor Yu. |data=12 aprile 2010|titolo=Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1004.1557P |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

Le componenti della [[Cinematica stellare#Velocità nello spazio|velocità spaziale]] di {{ST|Epsilon|Eri}} nel [[sistema di coordinate galattiche]] sono {{tutto attaccato|(U, V, W)}} = {{tutto attaccato|(−3, +7, −20) km/s}}; la stella orbita intorno al [[Centro della Via Lattea|centro galattico]] a una distanza media di {{tutto attaccato|28 700 anni luce}} (8,79&nbsp;[[kiloparsec|kpc]]) descrivendo un'orbita con un'[[Eccentricità orbitale|eccentricità]] di 0,09<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Astrobiologically Interesting Stars Within 10 Parsecs of the Sun |autore=Gustavo Porto de Mello, Eduardo F. del Peloso, Luan Ghezzi  |rivista=Astrobiology |anno=2006  |volume=6 |numero=2 |pp=308-331|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AsBio...6..308P |doi=10.1089/ast.2006.6.308 |accesso=3 gennaio 2013}}</ref>. I valori della velocità e del moto proprio di questa stella indicano che potrebbe essere un membro dell'[[associazione dell'Orsa Maggiore]], un gruppo di stelle che presentano valori cinematici affini e che condividono la medesima origine<ref name=Janson/><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Nearby stars of the Galactic disk and halo. III. |autore=K. Fuhrmann |rivista=Astronomische Nachrichten |anno=2004  |volume=325 |numero=1 |pp=3-80 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AN....325....3F |doi=10.1002/asna.200310173 |accesso=3 gennaio 2013}}</ref>. Questa ipotesi corrobora inoltre la stima dell'età della stella, dal momento che l'associazione dell'Orsa Maggiore ha un'età di circa 500 ± 100 milioni di anni<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Stellar Kinematic Groups. II. A Reexamination of the Membership, Activity, and Age of the Ursa Major Group |autore=J. R. King ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2003  |volume=125 |numero=4 |pp=1980-2017 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125.1980K |doi=10.1086/368241 |accesso=4 gennaio 2013}}</ref>.

== Sistema planetario ==
=== Dischi di detriti e cinture asteroidali ===
[[File:Epsilon eridani dustring.gif|thumb|left|upright=1.3|Immagine all'infrarosso del disco circumstellare di {{ST|Epsilon|Eri}}. Le aree più brillanti indicano una concentrazione maggiore di polveri.]]

Le osservazioni effettuate tramite il [[James Clerk Maxwell Telescope]] alla [[lunghezza d'onda]] di 850&nbsp;[[nanometro|nm]] hanno mostrato la presenza di un'estesa regione che emette [[radiazione infrarossa]] e che si estende fino a 35" dalla stella. Tale regione mostra una porzione a più alta emissione, che si colloca in un raggio compreso fra 35 e 75&nbsp;UA dalla stella, ed un'area a bassa emissione, posta internamente alla precedente (30&nbsp;UA); il picco di emissione è collocato a circa 18", che, alla distanza a cui la stella si trova, corrispondono a circa 60&nbsp;UA. Si ritiene che questa radiazione provenga da un [[cintura asteroidale|disco di detriti]]; vista dalla Terra, questa struttura appare inclinata di circa 25° rispetto alla linea di vista<ref name=Greaves>{{cita pubblicazione |titolo=A Dust Ring around epsilon Eridani: Analog to the Young Solar System |autore=J. S. Greaves ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1998  |volume=506 |numero=2 |pp=L133-L137 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...506L.133G |doi=10.1086/311652 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref>.

Dal momento che le polveri che lo compongono tendono, per l'[[effetto Poynting-Robertson]], a perdere [[quantità di moto]] e a spiraleggiare verso la stella,<ref name=Reidemeister>{{cita pubblicazione |titolo=The cold origin of the warm dust around ɛ Eridani |autore=M. Reidemeister ''et al.'' |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2011  |volume=527 |pp=A57 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011A&A...527A..57R |doi=10.1051/0004-6361/201015328 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref> e che i grani di polvere tendono a distruggersi a causa delle reciproche collisioni, il disco si sarebbe dovuto dissolvere completamente in tempi più brevi dell'età stimata della stella; ne consegue che il disco si rigenera attraverso la collisione e la frammentazione dei corpi di dimensioni maggiori. Si calcola che il mantenimento di questa struttura nello stato attuale abbia richiesto la distruzione di corpi di massa equivalente a circa 11&nbsp;[[massa terrestre|masse terrestri (M<sub>⊕</sub>)]]<ref name=Backman>{{cita pubblicazione |titolo=Epsilon Eridani's Planetary Debris Disk: Structure and Dynamics Based on Spitzer and Caltech Submillimeter Observatory Observations |autore=D. Backman ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009  |volume=690 |numero=2 |pp=1522-1538 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...690.1522B |doi=10.1088/0004-637X/690/2/1522 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref>.

Il disco contiene una massa di polvere pari a sei volte [[Massa lunare|quella della Luna]] ed è composto di grani dalle dimensioni superiori a 3,5&nbsp;nm, con una temperatura di circa 55&nbsp;K; i corpi che, con le loro collisioni, alimentano il disco hanno dei diametri che vanno da 10 a 30&nbsp;km e una massa complessiva di 5 - 9&nbsp;M<sub>⊕</sub>. Da questo punto di vista il disco è comparabile alla [[fascia di Kuiper]], che si stima avesse, subito dopo la formazione del sistema solare, una massa di circa 10&nbsp;M<sub>⊕</sub><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Structure in the ɛ Eridani Debris Disk |autore=J. S. Greaves ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2005  |volume=619 |numero=2 |pp=L187-L190 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...619L.187G |doi=10.1086/428348 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Kuiper Belt and its Primordial Sculpting |autore=A. Morbidelli, M. E. Brown, H. F. Levison |rivista=Earth, Moon, and Planets |anno=2003  |volume=92 |numero=1 |pp=1-27 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003EM&P...92....1M |doi=10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref>. Tuttavia il disco che circonda {{ST|Epsilon|Eri}} contiene una quantità relativamente bassa di [[monossido di carbonio]], meno di {{tutto attaccato|2,2 × 10<sup>17</sup> kg}}; tale valore suggerisce che, rispetto alla fascia di Kuiper, gli oggetti del disco abbiano un contenuto minore di specie [[Volatilità (chimica)|volatili]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The absence of CO from the dust peak around ɛ Eri |autore=I. M. Coulson, W. R. Dent, J. S. Greaves |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2004  |volume=348 |numero=3 |pp=L39-L42 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.348L..39C |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07563.x |accesso=6 gennaio 2013}}</ref>.

Come si evince dall'immagine a sinistra, il disco presenta una struttura disomogenea, caratterizzata da addensamenti e aree più rarefatte, il che è stato messo in relazione con la probabile presenza di un pianeta; in particolare, si è ipotizzato che l'area più densa del disco potrebbe essere in [[risonanza orbitale]] 3:2 con un pianeta<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Signatures of Exosolar Planets in Dust Debris Disks |autore=L. M. Ozernoy ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2000  |volume=537 |numero=2 |pp=L147-L151 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...537L.147O |doi=10.1086/312779 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref> oppure che nel disco esistano due strutture più dense, che hanno risonanza orbitale rispettivamente 5:3 e 3:2 con un pianeta che descrive un'orbita piuttosto eccentrica<ref name=Quillen/>; in alternativa, l'addensamento nel disco potrebbe essere il frutto di uno scontro fra due pianeti di piccole dimensioni<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud |autore=M. J. Kuchner, C. C. Stark |rivista=The Astronomical Journal |anno=2010  |volume=140 |numero=4 |pp=1007-1019|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AJ....140.1007K |doi=10.1088/0004-6256/140/4/1007 |accesso=6 gennaio 2013}}</ref>.

[[File:System Epsilon Eridani.JPG|thumb|upright=1.4|La probabile struttura del sistema di {{ST|Epsilon|Eri}} rapportata al sistema solare.]]

L'esatta struttura dell'ambiente circumstellare di {{ST|Epsilon|Eri}} non è ancora conosciuta, anche se sulla base di osservazioni condotte mediante il [[telescopio spaziale Spitzer]] è stata avanzata l'ipotesi che la stella possieda due cinture di asteroidi e un disco di polveri e comete, come il sistema solare. La cintura di asteroidi più interna sarebbe collocata approssimativamente nella stessa posizione in cui lo è la [[fascia principale]] del sistema solare, a una distanza di {{tutto attaccato|3,00 ± 0,75 UA}} dalla stella, e conterrebbe grani di [[Silicato|silicati]] del diametro di 3&nbsp;nm per una massa complessiva di 10<sup>18</sup>&nbsp;kg. Se fosse confermata l'esistenza del pianeta [[Epsilon Eridani b|b]], la cui orbita si collocherebbe subito oltre il bordo esterno della cintura, allora l'ipotesi più plausibile è che questa si sia formata ''in loco'' e che cioè la polvere di cui si compone derivi dagli urti e dalla frammentazione dei corpi che la costituiscono<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani |autore=M. Brogi, F. Marzari, P. Paolicchi |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2009  |volume=499 |numero=2 |pp=.L13-L16 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A&A...499L..13B |doi=10.1051/0004-6361/200811609 |accesso=7 gennaio 2013}}</ref>. La seconda cintura, più densa della prima, è probabilmente popolata da asteroidi, mentre si ritiene che il disco più esterno contenga corpi cometari. Affinché la struttura descritta sia stabile, è tuttavia necessaria la presenza di almeno tre pianeti<ref name=Backman/><ref>{{cita web |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20081027.html |titolo=Closest Planetary System Hosts Two Asteroid Belts |editore=[[NASA]] |autore=W. Clavin |data=27 ottobre 2008 |accesso=7 gennaio 2013 |dataarchivio=19 novembre 2012 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20121119033028/http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20081027.html |urlmorto=sì }}</ref>.

In alternativa, le osservazioni potrebbero essere anche compatibili con la presenza di un unico disco di polveri, collocato a una distanza compresa fra 55 e 90&nbsp;UA dalla stella e avente una massa di 10<sup>−3</sup>&nbsp;M<sub>⊕</sub>; l'orbita dei grani di polvere tenderebbe progressivamente a decadere, fino a portarsi nei pressi del pianeta b. Alla distanza di 10&nbsp;UA dalla stella sarebbe raggiunta una temperatura di 100&nbsp;K, in corrispondenza della quale andrebbero incontro a [[sublimazione]] le specie volatili precedentemente contenute nei grani di silicati<ref name=Reidemeister/>.

La regione entro un raggio di 2,5&nbsp;UA dalla stella appare priva di polveri, almeno entro i limiti osservativi del [[MMT Observatory#Il telescopio MMT|telescopio MMT]]; ciò potrebbe essere dovuto sia all'azione del vento stellare, sia all'influenza gravitazionale del pianeta b. Tuttavia ciò non preclude la possibile esistenza di una cintura di asteroidi ancora più interna delle precedenti, con una massa totale non superiore a quella della fascia principale del sistema solare<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Observations of Main-Sequence Stars and Limits on Exozodical Dust with Nulling Interferometry |autore=W. M. Liu ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009  |volume=693 |numero=2 |pp=1500-1507 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...693.1500L |doi=10.1088/0004-637X/693/2/1500 |accesso=7 gennaio 2013}}</ref>.

Uno studio effettuato grazie all'osservatorio ad infrarossi [[SOFIA]] e pubblicato<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Kate Y. L. Su, James M. De Buizer, George H. Rieke, Alexander V. Krivov, Torsten Löhne, Massimo Marengo, Karl R. Stapelfeldt5, Nicholas P. Ballering, William D. Vacca|titolo=The Inner 25 au Debris Distribution in the epsilon Eri System|rivista=The Astronomical Journal|volume=153|numero=5|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aa696b/meta}}</ref> ad aprile 2017 ha completato le precedenti osservazioni effettuate col telescopio Spitzer concernenti il disco di detriti caldo intorno ad Epsilon Eridani, confermando che tale disco è limitato ad una stretta fascia piuttosto che costituito da un ampio disco continuo.<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/feature/sofia-confirms-nearby-planetary-system-is-similar-to-our-own|titolo=Sofia confirms nearby planetary system is similar to our own|urlmorto=sì}}</ref>

=== Possibili pianeti ===

Essendo {{ST|Epsilon|Eri}} una delle stelle più vicine al Sole, molti studi si sono concentrati sulla ricerca di eventuali [[pianeta|pianeti]] in orbita attorno ad essa<ref name=Janson/><ref name=Hatzes>{{cita pubblicazione|autore=Artie P. Hatzes ''et al.''|data=dicembre 2000|titolo=Evidence for a long-period planet orbiting ε Eridani|url=http://iopscience.iop.org/1538-4357/544/2/L145/pdf/1538-4357_544_2_L145.pdf|rivista=[[The Astrophysical Journal]]|volume= 544|numero=2|pp=L145–L148|doi=10.1086/317319 |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. Tuttavia, come detto in precedenza, le indagini condotte con il [[metodo della velocità radiale]] sono rese difficoltose, nel caso di questa stella, dalla sua intensa attività magnetica e dalla sua [[stella variabile|variabilità]] in generale, che costituisce un importante fattore interferente in grado di mimare la presenza di un oggetto compagno<ref>{{cita conferenza |autore=J. Setiawan ''et al.'' |titolo=Planets Around Active Stars | conferenza=Precision Spectroscopy in Astrophysics, Proceedings of the ESO/Lisbon/Aveiro Conference, in Portogallo, 11-15 settembre 2006 |editore=Springer|anno=2008 |città=Berlin, Heidelberg, New York |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008psa..conf..201S |accesso=8 gennaio 2013 |isbn=978-3-540-75484-8 |pagine=201-204 }}</ref>. I tentativi di ottenere immagini dirette di pianeti intorno alla stella non hanno finora avuto successo<ref name=Markus/><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Deep L'- and M-band Imaging for Planets around Vega and ɛ Eridani |autore=A. N. Heinze ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2008  |volume=688 |numero=1 |pp=583-596 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...688..583H |doi=10.1086/592100 |accesso=8 gennaio 2013}}</ref>; le osservazioni nell'infrarosso hanno inoltre escluso la presenza di pianeti di massa uguale o superiore a 3 [[Massa gioviana|masse gioviane (M<sub>J</sub>)]]<ref name=Janson/>.

==== Epsilon Eridani b ====
{{Vedi anche|Epsilon Eridani b}}

Pur risalendo al 2000 il primo annuncio di un [[gigante gassoso]] in orbita attorno ad {{ST|Epsilon|Eri}}<ref name=Hatzes/>, la scoperta è stata a lungo oggetto di controversie; nonostante uno studio comprensivo del 2008 non abbia sciolto le riserve<ref name="Backman"/>, molti astronomi ritengono che vi siano sufficienti evidenze per confermare la scoperta del pianeta<ref name=Janson/><ref name=Brogi/><ref name=Reidemeister/><ref>{{cita pubblicazione|autore=A. N. Heinze ''et al.''|data=novembre 2008|titolo=Deep L'- and M-band imaging for planets around Vega and ε Eridani|[[The Astrophysical Journal]]|volume= 688|numero=1|pp=583-596|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...688..583H |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>, denominato {{ST|Epsilon|Eri}}&nbsp;b.

[[File:Epsilon Eridani b.jpg|thumb|left|upright=1.2|Immagine artistica di {{ST|Epsilon|Eri}}&nbsp;b e di una sua ipotetica luna.]]

Non c'è accordo unanime tra gli scienziati sui parametri di base del pianeta. I valori supposti per il periodo orbitale variano da 6,85 a 7,2 anni<ref name=Ben/>, mentre i valori del [[semiasse maggiore]] dell'orbita sono compresi tra 3,38 e 3,50&nbsp;UA<ref name=exoplanet>{{cita web |url=http://exoplanets.org/detail/epsilon_Eri_b |titolo=Entry epsilon Eri b del Exoplanet Orbit Database |accesso= 8 gennaio 2013 }}</ref><ref name=Butler>{{cita pubblicazione |titolo=Catalog of Nearby Exoplanets |autore=R. P. Butler ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2006  |volume=646 |numero=1|pp=505-522|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...646..505B |doi=10.1086/504701 |accesso=8 gennaio 2013}}</ref>.

Il valore della massa del pianeta non è noto, anche se può essere stimato sulla base degli effetti che la gravità del pianeta esercita sulla stella. Tuttavia è nota solo l'influenza che il pianeta ha sulla velocità radiale della sua stella madre, il che comporta che è possibile conoscere con approssimazione solo il valore di [[rotazione stellare#Misurazioni|''m''&nbsp;sin&nbsp;''i'']] (dove ''m'' indica la massa del pianeta e ''i'' l'[[inclinazione orbitale]]), le cui stime variano da 0,60&nbsp;M<sub>J</sub> a 1,06&nbsp;M<sub>J</sub><ref name=exoplanet/><ref name=Butler/>; dato che il massimo valore della funzione [[Seno (matematica)|seno]] è 1, questi valori devono essere considerati la massa minima del pianeta. In letteratura il valore maggiormente citato per la massa del pianeta è {{tutto attaccato|1,55 ± 0,24 M<sub>J</sub>}}, ottenuto sostituendo, nella formula {{tutto attaccato|''m'' sin ''i''}}, la ''m'' con un valore di 0,78 e la ''i'' con un valore di 30°<ref name=Ben>{{cita pubblicazione|titolo=The Extrasolar Planet Eridani b: Orbit and Mass|autore=G. Fritz Benedict ''et al.''|data=2006|rivista=[[The Astronomical Journal]]|volume= 132|numero= 5|p=2206|doi=10.1086/508323 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2206B |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

La sua orbita appare fortemente [[Orbita ellittica|ellittica]]; tuttavia proprio il parametro dell'[[eccentricità orbitale]] è quello sul quale esiste la maggior incertezza, perché il valore di ''e''=0,7, spesso citato in letteratura<ref name=exo>{{cita web|url=http://exoplanet.eu/catalog/eps_eridani_b/|titolo=Planet eps Eridani b|editore=[[Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari]]|accesso=13 dicembre 2012}}</ref>, non è compatibile con la presenza di una cintura asteroidale a una distanza di 3&nbsp;UA dalla stella<ref name=Whitney>{{cita web|autore=Clavin, Whitney|data=27 ottobre 2008|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20081027.html|titolo=Closest planetary system hosts two asteroid belts|editore=[[Jet Propulsion Laboratory|NASA/JPL-Caltech]]|accesso=14 dicembre 2012|urlmorto=sì}}</ref>: se, infatti, il valore dell'eccentricità orbitale fosse 0,7, il pianeta, attraversando la cintura lungo il suo movimento orbitale, l'avrebbe dissolta nell'arco di circa 10&nbsp;000 anni. Poiché appare probabile che la cintura esista da un periodo maggiore, l'eccentricità del pianeta non dovrebbe essere superiore a ''e''=0,15<ref name=Brogi/><ref name=Whitney/>. Brogi e colleghi (2009) sostengono che l'ipotesi dell'alta eccentricità dell'orbita di {{ST|Epsilon|Eri}} b possa coesistere con la presenza di una cintura di asteroidi solo se questa si è formata da materiale proveniente dal disco circumstellare più esterno, oppure se la sua formazione è avvenuta in tempi recenti<ref name=Brogi>{{cita pubblicazione|autore=Brogi, M.; Marzari, F.; Paolicchi, P.|data=maggio 2009|titolo=Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani|rivista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume= 499|numero=2|pp=L13–L16|doi=10.1051/0004-6361/200811609 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...499L..13B |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. Per tali motivi, è possibile che in futuro tale parametro venga ridimensionato.

==== Epsilon Eridani c ====
{{vedi anche|Epsilon Eridani c}}
[[File:View epsilon eridani c.png|thumb|upright=1.2|Visione artistica di Epsilon Eridani c visto da una sua ipotetica luna.]]

Per cercare di spiegare la particolare morfologia del disco circumstellare è stata ipotizzata la presenza di un secondo pianeta, chiamato {{ST|Epsilon|Eri}}&nbsp;c: infatti, le disomogeneità del disco sono compatibili con la presenza di più pianeti che segregano i grani di polvere in determinate orbite poste in [[Risonanza orbitale|risonanza]] con i pianeti stessi. {{ST|Epsilon|Eri}}&nbsp;c avrebbe una massa pari al 10% di quella di [[Giove (astronomia)|Giove]], disterebbe circa 40&nbsp;UA dalla stella e avrebbe un periodo di rivoluzione di circa 280 anni<ref name=Quillen/>. Non è facile spiegare la presenza di un pianeta a tale distanza dalla stella, dal momento che il disco di polveri più esterno si sarebbe dovuto dissipare molto prima che un gigante gassoso avesse potuto formarsi; una delle teorie proposte è che il pianeta si sia formato a circa 10&nbsp;UA dalla stella e che le interazioni gravitazionali con il disco stesso o con altri possibili pianeti ne abbiano determinato un allargamento dell'orbita fino a questa distanza<ref>{{cita pubblicazione|autore=Dimitri Veras, Philip J. Armitage |gennaio 2004|titolo=Outward migration of extrasolar planets to large orbital radii|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume= 347|numero=2|pp=613-624|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07239.x |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.347..613V |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>.

==== Abitabilità ====
Un potenziale pianeta che orbitasse attorno ad {{ST|Epsilon|Eri}} a una distanza compresa tra 0,57 e 1,12&nbsp;UA ricadrebbe all'interno della cosiddetta [[zona abitabile]], quella regione di un sistema planetario in cui le condizioni di irraggiamento favoriscono la presenza di [[acqua]] allo stato liquido sulla superficie del pianeta<ref name=Jones>{{cita web|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ50c66d317cba&-out.add=.&-source=J/ApJ/649/1010/table1&recno=171 |titolo= Habitability of known exoplanetary systems |autore=Jones et al| anno= 2006|accesso=11 febbraio 2013}}</ref>. Inoltre, per ricevere lo stesso flusso di energia che la Terra riceve dal Sole ([[costante solare]]), un pianeta dovrebbe orbitare attorno ad {{ST|Epsilon|Eri}} ad una distanza di 0,61&nbsp;UA<ref name=Kitzmann>{{cita pubblicazione|autore=D. Kitzmann ''et al.''|data=febbraio 2010|titolo=Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. I. Climatic effects of multi-layered clouds for Earth-like planets and implications for habitable zones|rivista=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=511|pp=A66| doi=10.1051/0004-6361/200913491 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1002.2927K |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>; questa è anche, approssimativamente, la distanza di una possibile orbita stabile per un pianeta terrestre. Man mano che la stella, nel corso dei 20 miliardi di anni stimati, completerà la sua [[sequenza principale]], la sua luminosità andrà incontro ad un progressivo aumento, e con questa aumenterà in maniera progressiva anche la distanza della zona abitabile, fino all'intervallo di spazio compreso tra 0,6 e 1,4&nbsp;UA<ref name=Under>{{cita pubblicazione|autore=David R. Underwood, Barrie W. Jones, P. Nick Sleep|data=2003|titolo=The evolution of habitable zones during stellar lifetimes and its implications on the search for extraterrestrial life|rivista=International Journal of Astrobiology |volume=2|numero=4|pp=289-299|doi=10.1017/S1473550404001715 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IJAsB...2..289U |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. Tuttavia, la presenza di un pianeta massiccio con un'orbita fortemente [[ellittica]] nelle vicinanze della zona abitabile potrebbe costituire un ostacolo all'esistenza di un [[pianeta terrestre]] con un'orbita stabile al suo interno<ref>{{cita conferenza|autore=Jones, Barrie |coautori=David R. Underwood, Nick Sleep |anno=2003 |mese=ottobre|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ESASP.539..625J |titolo=The stability of the orbits of Earth-mass planets in and near the habitable zones of known exoplanetary systems|conferenza=Proceedings of the Conference on Towards Other Earths: DARWIN/TPF and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets, Heidelberg, Germania, 22-25 aprile 2003|accesso=12 gennaio 2013|città=Noordwijk, Olanda|editore=ESA Publications Division |isbn=92-9092-849-2|pagine=625-630}}</ref>. 

Una stella giovane come {{ST|Epsilon|Eri}} produce grandi quantità di [[radiazione ultravioletta]], nociva per eventuali forme di vita, ma molto minori rispetto a una stella più calda come il Sole; la distanza a cui dovrebbe trovarsi un pianeta per ricevere lo stesso flusso di radiazioni ultraviolette della Terra primordiale sarebbe poco meno di 0,5&nbsp;UA dalla stella<ref name=Buccino>{{cita conferenza|autore=A. P. Buccino, P. J. D. Mauas, G. A. Lemarchand |mese=giugno|anno=2004|titolo=UV Radiation in Different Stellar Systems |conferenza=Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, Proceedings of IAU Symposium #213, Hamilton Island, Great Barrier Reef, Australia, 8-12 luglio 2002 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004IAUS..213...97B |editore=Astronomical Society of the Pacific|pagine=97-100|accesso=12 gennaio 2013}}</ref>. Buccino ''et al.'' in un loro studio suggeriscono che una quantità limitata di radiazioni ultraviolette siano indispensabili per il modellamento dell'atmosfera e per avviare diversi [[Biogenesi|processi biogenici]] che favoriscano lo sviluppo di forme di vista organiche; per questo motivo alcuni ricercatori pensano che non ci siano sufficienti radiazioni ultraviolette in grado di raggiungere la zona abitabile della giovane {{ST|EPsilon|Eri}} perché la vita possa formarsi su un suo pianeta.<ref name="BuccinoLemarchand2006">{{cita pubblicazione|autore=A. P. Buccino|autore2= G. A. Lemarchand|autore3=P. J. Mauas|titolo=Ultraviolet radiation constraints around the circumstellar habitable zones|rivista=Icarus|volume=183|numero=2|data=2006|pp=491-503|issn=0019-1035|arxiv=astro-ph/0512291|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.007}}</ref>

=== Prospetto ===
Segue un prospetto riassuntivo con le caratteristiche delle principali componenti del [[sistema planetario]] di {{ST|Epsilon|Eri}}.<ref name="MawetHirsch2019">{{cita pubblicazione|autore=Dimitri Mawet|etal=si |titolo=Deep Exploration of ϵ Eridani with Keck Ms-band Vortex Coronagraphy and Radial Velocities: Mass and Orbital Parameters of the Giant Exoplanet|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aaef8a/pdf|rivista=The Astronomical Journal|volume=157|numero=1|data=2019|p=33|arxiv=1810.03794 |oclc=7964711337|doi=10.3847/1538-3881/aaef8a|accesso=5 febbraio 2021}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|url=https://arxiv.org/pdf/2108.02305.pdf|autore=Jorge Llop-Sayson|etal=si|data=agosto 2021|titolo=Constraining the Orbit and Mass of ε Eridani b with Radial Velocities, Hipparcos IAD-&#123;Gaia~DR2&#125; Astrometry, and Multi-epoch Vortex Coronagraphy Upper Limits}}</ref>

{{Prospetto sistemi planetari
|pianeta1 = Cintura asteroidale
|tipo1= —
|massa1 = —
|periodo_orb1 = —
|sem1 = 3 UA
|ecc1 = —
|incl1 = —
|anno1 = 2008

|pianeta2 = [[Epsilon Eridani b|b (Ægir)]]
|tipo2= [[Gigante gassoso]]
|massa2 = {{M|0,65|ul=massa gioviana}}
|periodo_orb2 = 7,32 anni
|sem2 = 3,53 UA
|ecc2 = 0,055
|incl2 = {{M|78.26|28.69|21.56|ul=deg}}
|anno2= 2000

|pianeta3 = Cintura asteroidale
|tipo3= —
|massa3 = —
|periodo_orb3 = —
|sem3 = 20 UA
|ecc3 = —
|incl3 = —
|anno3 = 2008

|pianeta4 = [[Epsilon Eridani c|c]]<br /><small>(non confermato)</small>
|tipo4= Gigante gassoso
|massa4 = 0,1 M<sub>J</sub>
|periodo_orb4 = 280 anni
|sem4 = 40 UA
|ecc4 = 0,3
|incl4 = —
|anno4= 2002

|pianeta5 = Disco di polveri
|tipo5= —
|massa5 = —
|periodo_orb5 = —
|sem5 = 35-100 UA
|ecc5 = —
|incl5 = {{M|34|2|ul=deg}}
|anno5 = 1985
}}

== Il cielo visto da Epsilon Eridani ==
[[File:Sun from Epsilon Eridani.jpg|thumb|left|upright=1.4|Il cielo visto da {{ST|Epsilon|Eri}}; il Sole è a sinistra in alto dell'immagine; in basso, Arturo. ''[[Celestia]]'']]

Visto da un ipotetico osservatore nel sistema di {{ST|Epsilon|Eri}}, il cielo non apparirebbe molto differente da quello visibile dal sistema solare: le differenze sostanziali risiedono nel fatto che alcune stelle, che presentano una distanza da {{ST|Epsilon|Eri}} differente rispetto a quella che le separa dal Sole, apparirebbero con una diversa luminosità apparente. Innanzi tutto, il Sole si mostrerebbe come una stella di magnitudine di 2,4 nei pressi della [[Alfa Serpentis|stella α]] della [[Serpente (costellazione)|costellazione del Serpente]] (Unuk). [[Arturo (astronomia)|Arturo]], a 46 anni luce, apparirebbe con una magnitudine di 0,47, non molto differente da come appare dal sistema solare, mentre [[Vega]], che dista 33 anni luce da {{ST|Epsilon|Eri}}, apparirebbe appena più brillante. [[Sirio]], essendo un po' più vicina a {{ST|Epsilon|Eri}} di quanto non lo sia al Sole (meno di 8 anni luce), apparirebbe più luminosa di quanto non appaia dalla Terra, mentre [[Procione (astronomia)|Procione]], ad 11,5 anni luce, sarebbe di magnitudine 0,4. [[Altair]] sarebbe invece più debole: a 23 anni luce di distanza apparirebbe di magnitudine 1,50. {{STL|Alfa|Cen}}, distante 12 anni luce, brillerebbe come una comune stella di seconda magnitudine, in direzione della [[Bilancia (costellazione)|costellazione della Bilancia]].

Una stella che apparirebbe decisamente più luminosa che vista dalla Terra è {{ST|Tau|Cet}}, la terza stella in assoluto più vicina a {{ST|Epsilon|Eri}}<ref name=SOLSTATION/>: distante 5,5 anni luce, brillerebbe con una magnitudine di 1,80. A 6,26 anni luce si trova invece il sistema di [[Keid]] (40 Eridani), quinta stella più vicina, che avrebbe una magnitudine pari a 2,35<ref>Come verificato tramite il software di simulazione spaziale [[Celestia]]</ref>.

Costellazioni molto note, come [[Orione (costellazione)|Orione]] e l'[[Orsa Maggiore]], apparirebbero sostanzialmente invariate; solo [[Dubhe]] si mostrerebbe un po' più distante dalle altre stelle dell'Orsa, rendendo così il "mestolo" del [[Grande Carro]] più aperto.

== Epsilon Eridani nella fantascienza ==
Su molte stelle è possibile trovare citazioni nella [[Cultura di massa|cultura popolare]], come ad esempio sulle brillanti [[Sirio]], [[Alfa Centauri]] o [[Vega]]. Epsilon Eridani, nonostante sia una delle stelle più settentrionali della [[Eridano (costellazione)|costellazione dell'Eridano]] e possa essere vista dalla maggior parte delle regioni abitate della Terra, non è quasi mai citata nelle [[opere letterarie]] a carattere generale, o nella [[mitologia]], a causa della mancanza di un nome tradizionale e del suo aspetto poco appariscente in cielo. I punti d'interesse della stella per gli autori di opere fantascientifiche non derivano dalla cultura popolare, ma dai dati astronomici: è una stella singola [[analogo solare|simile al Sole]], ed è vicina alla [[Terra]]. Non ha un nome proprio, tuttavia, in opere letterarie e [[cinema]]tografiche [[Fantascienza|fantascientifiche]], la denominazione di Bayer, più tecnica di un nome tradizionale, rappresenta più un vantaggio che un danno.
Inoltre, la conferma di almeno un pianeta orbitante attorno alla stella la fa ritenere in grado di ospitare una famiglia di pianeti, tra i più vicini alla Terra e quindi più facilmente raggiungibili per ipotetici [[viaggio interstellare|viaggi interstellari]]. Probabilmente, {{ST|Epsilon|Eri}} è, assieme a {{ST|Tau|Cet}}, la stella più citata nella fantascienza dopo {{ST|Alfa|Cen}}<ref>{{cita web|url=http://www.scifiideas.com/sfi/planets-main/whats-really-in-the-epsilon-eridani-system/|titolo=Whats really in the Epsilon Eridani system|editore=scifiideas.com|data=26 marzo 2011|accesso=4 febbraio 2012|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120219031132/http://www.scifiideas.com/sfi/planets-main/whats-really-in-the-epsilon-eridani-system/|dataarchivio=19 febbraio 2012|urlmorto=sì}}</ref>.

Nella letteratura, l'esempio più noto è quello di [[Isaac Asimov]]: nel [[Ciclo dei Robot]], in particolare nel romanzo ''[[I robot e l'Impero]]'', {{ST|Epsilon|Eri}} è la stella madre del primo mondo colonizzato dalla seconda ondata di pionieri, chiamato [[Baleyworld]]<ref>{{Cita libro |autore= Isaac Asimov |titolo= I robot e l'Impero |traduttore= Piero Anselmi |anno= 1995 |editore= [[Arnoldo Mondadori Editore]] |edizione= collana Bestsellers Oscar n° 618 |p= 390 |isbn= 88-04-41150-3 }}</ref>. Successivamente in ''[[L'orlo della Fondazione]]'', romanzo della serie del [[Ciclo della Fondazione]], il pianeta cambierà il suo nome in [[Comporellen]]<ref>{{Cita libro |autore= Isaac Asimov |titolo= L'orlo della Fondazione |traduttore= Laura Serra |anno= 1985 |editore= Arnoldo Mondadori Editore |edizione= collana [[Oscar fantascienza]] n° 1848 |p= 417 }}</ref>.

Nel [[Ciclo dell'invasione]], una serie di romanzi dello scrittore statunitense [[Harry Turtledove]], la Terra del periodo della [[seconda guerra mondiale]] viene invasa dalla Razza, una specie rettile proveniente dal sistema di {{ST|Tau|Cet}}. In 50&nbsp;000 anni della loro storia solo altre due volte questa specie era entrata in guerra, e questo era avvenuto in occasione della conquista dei due mondi che aveva assoggettato, uno dei quali era chiamato Rabotev 2, secondo pianeta del sistema di {{ST|Epsilon|Eri}}<ref>{{cita web|url=http://turtledove.wikia.com/wiki/Rabotev_2|titolo=Rabotev 2|editore=Harry Turtledove Wiki|accesso=5 gennaio 2013}}</ref>.

Anche in campo cinematografico e televisivo la stella compare in numerose opere, in particolar modo come meta di viaggi interstellari nei dintorni del sistema solare.
In ''[[Babylon 5]]'', una serie televisiva di fantascienza girata negli [[anni 1990|anni novanta]], la stessa stazione spaziale che dà il nome alla serie orbita attorno a Epsilon Eridani III, terzo pianeta del sistema di {{ST|Epsilon|Eri}}<ref>{{cita web|url=http://babylon5.wikia.com/wiki/Epsilon_III|titolo=Epsilon III|editore=The Babylon Project|accesso=4 febbraio 2012}}</ref>.
In ''[[Star Trek]]'', {{ST|Epsilon|Eri}} era stata inizialmente suggerita come stella madre del pianeta [[Vulcano (Star Trek)|Vulcano]], mondo natale del [[Spock|Signor Spock]] e dei [[Vulcaniani]]. Tuttavia, nel [[1991]] [[Gene Roddenberry]], creatore della serie, appurata la giovane età di {{ST|Epsilon|Eri}}, dichiarò che una civiltà evoluta come quella vulcaniana non poteva trovarsi attorno a una stella così giovane, e suggerì che il sole di Vulcano fosse [[Keid|40 Eridani]] (Keid), molto più vecchia di {{ST|Epsilon|Eri}}<ref>{{cita web|url=http://en.memory-alpha.org/wiki/Vulcan_(planet)|titolo=Vulcan (planet)|editore=[[Memory Alpha]]|accesso=4 febbraio 2013}}</ref>. Anche una frase del comandante [[Trip Tucker|Tucker]] in ''[[Star Trek: Enterprise]]'', dove afferma che «Vulcano è a 16 anni luce dalla Terra», avvalora l'ipotesi che il pianeta si trovi nel sistema di Keid, probabilmente attorno alla componente principale, anch'essa una nana arancione che si trova in effetti a quella distanza dalla Terra. Secondo il libro ''Star Trek: Star Charts'', {{ST|Epsilon|Eri}} è chiamata "Delta Orcus" e nel suo sistema si trova il pianeta Axanar, membro della [[Federazione unita dei pianeti]]. Lo stesso libro la indica come una [[stella binaria]], composta da due stelle di classe K<ref>{{cita web|url=http://memory-beta.wikia.com/wiki/Epsilon_Eridani|titolo=Epsilon Eridani|editore=Memory-Beta|accesso=4 febbraio 2013}}</ref>.
In tempi più recenti, nella serie televisiva della [[Fox]] ''Virtuality'', {{ST|Epsilon|Eridani}} è menzionata come luogo di destinazione finale dell'astronave Phaeton, la prima astronave terrestre costruita per un viaggio interstellare alla ricerca di un altro pianeta su cui vivere, in virtù del fatto che la Terra diventerà inospitale nel giro di un centinaio d'anni<ref>{{cita web|url=http://www.serialmente.com/2009/07/03/virtuality-1x00-pilot/|titolo=Virtuality – 1×00 – Pilot|editore=Serialmente|accesso=4 febbraio 2013|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130723102123/http://www.serialmente.com/2009/07/03/virtuality-1x00-pilot/|dataarchivio=23 luglio 2013}}</ref><ref>{{cita web|url=http://www.microsiervos.com/archivo/peliculas-tv/virtuality.html|titolo=Virtuality|editore=lainformacion.com|accesso=4 febbraio 2013}}</ref>.

Nel mondo dei [[videogioco|videogiochi]], uno degli esempi più famosi è quello della serie di ''[[Halo (serie)|Halo]]'', nel quale la stella ospita Reach, la [[Colonia (insediamento)|colonia]] più importante degli umani<ref>{{cita web|url=http://www.halopedia.org/Epsilon_Eridani_system|titolo=Epsilon Eridani system|editore=Halopedia|accesso=4 febbraio 2013}}</ref>.

== Note ==
<references/>

== Bibliografia ==
=== Testi generici ===
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}

=== Sulle stelle ===
* {{cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |pagine= pagine 147|isbn=0-486-21099-5|lingua=en}}
* {{cita libro | autore= R. J. Tayler | anno=1994 | titolo=The Stars: Their Structure and Evolution | url= https://archive.org/details/starstheirstruct0000tayl_q0z3 | editore=Cambridge University Press | pagine=16 | isbn=0-521-45885-4 }}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}
* {{cita libro|titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars|url=https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha| autore= Fred Schaaf| editore=John Wiley & Sons, Incorporated| città= | anno= 2008|pagine= pagine 288|isbn=978-0-471-70410-2|cid=Schaaf|lingua=en}}

=== Carte celesti ===
* {{cita web|url=http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|titolo=Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas|autore=Toshimi Taki|anno=2005|accesso=16 gennaio 2013|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181105182256/http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|dataarchivio=5 novembre 2018|urlmorto=sì}} - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6°| editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-15-8}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| isbn= 0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| isbn=0-521-80084-6}}

== Voci correlate ==
=== Voci generiche ===
* [[Eridano (costellazione)]]
* [[Nana arancione]]
* [[Stella]]
* [[Sequenza principale]]

=== Voci affini ===
* [[61 Cygni]]
* [[Alfa Centauri B]]
* [[Cintura asteroidale]]
* [[Epsilon Indi]]
* [[Tau Ceti]]

=== Liste ===
* [[Stelle più vicine alla Terra]]
* [[Stelle luminose più vicine alla Terra]]
* [[Pianeti extrasolari confermati]]
* [[Stelle con pianeti extrasolari confermati]]
* [[Lista di stelle]]
* [[Stelle principali della costellazione dell'Eridano]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40643684|titolo=I dati della stella sul sito SIMBAD|lingua=en}}
* {{cita web|url=http://newsroom.ucla.edu/releases/Astronomers-Discover-Nearby-Star-518|titolo=Astronomers discover a nearby star system just like our own Solar System|autore=Stuart Wolpert|editore=UCLA|data=8 luglio 1998|lingua=en|accesso=24 settembre 2017|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170924045945/http://newsroom.ucla.edu/releases/Astronomers-Discover-Nearby-Star-518|dataarchivio=24 settembre 2017|urlmorto=sì}}
* [http://www.corriere.it/scienze_e_tecnologie/08_ottobre_29/sistema_solare_eridani_7837b222-a5dd-11dd-8fd0-00144f02aabc.shtml Descrizione] del sistema planetario presente intorno alla stella dal sito del [[Corriere della Sera]]

{{Stelle più vicine}}
{{Portale|stelle}}
{{voce di qualità|giorno=11|mese=02|anno=2013|valutazione=Wikipedia:Voci di qualità/Segnalazioni/Epsilon Eridani|arg=astronomia e astrofisica}}

[[Categoria:Stelle con pianeti extrasolari]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale K]]
[[Categoria:Nane arancioni]]
[[Categoria:Variabili BY Draconis]]
[[Categoria:Dischi circumstellari]]