Mostra la font per a Ran (estel)

{{Infotaula objecte astronòmic}}
'''Ran''' (Èpsilon d'Eridà / ε Eridani)<ref name="IAU-CSN">{{ref-web| url=http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt |títol=IAU Catalog of Star Names |consulta= 28 juliol 2016}}</ref> és una estrella de la [[constel·lació d'Eridà]], a una [[Declinació (astronomia)|declinació]] de 9,46° sud de l'[[equador celeste]]. A una distància de 10,7 [[anys llum]], és una de les més properes al [[sistema solar]] i la [[Llista d'estels més propers|tercera més propera]] visible a ull nu, amb una [[magnitud aparent]] de 3,73.

L'estrella té una antiguitat inferior a mil milions d'anys.<ref name="aaa488_2_771">
{{ref-publicació 
| cognom=Janson | nom=M.
| cognom2=Reffert | nom2=S.
| cognom3=Brandner | nom3=W.
| cognom4=Henning | nom4=T.
| cognom5=Lenzen | nom5=R.
| cognom6=Hippler | nom6=S.
| article=A comprehensive examination of the ε Eridani system. Verification of a 4 micron narrow-band high-contrast imaging approach for planet searches 
| llengua = anglès
| publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=488 | exemplar=2 | pàgines=771–780 |data=Setembre 2008 | bibcode=2008A&A...488..771J | doi=10.1051/0004-6361:200809984 | arxiv=0807.0301 | postscript=.}}
</ref> A causa de la seva joventut relativa, Epsilon Eridani té un nivell més alt d'[[camp magnètic estel·lar|activitat magnètica]] que el Sol actual, amb un [[vent estel·lar]] 30 vegades més intens. El seu període de [[rotació estel·lar|rotació]] és de 11,2 dies a l'equador. Epsilon Eridani és més petita i menys massiva que el Sol però bastant més jove i té un nivell comparativament inferior d'[[metal·licitat|elements més pesants que l'heli]].<ref name=aaa426>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Di Folco |nom1=E.
|cognom2=Thévenin |nom2=F.
|cognom3=Kervella |nom3=P.
|cognom4=Domiciano de Souza |nom4=A.
|cognom5=Coudé du Foresto |nom5=V.
|cognom6=Ségransan |nom6=D.
|cognom7=Morel |nom7=P.
|títol=VLTI near-IR interferometric observations of Vega-like stars. Radius and age of α PsA, β Leo, β Pic, ε Eri and τ Cet
| llengua= anglès
|publicació=Astronomy and Astrophysics |data= novembre 2004 |volum=426 |pàgines=601–617 | bibcode=2004A&A...426..601D | doi=10.1051/0004-6361:20047189 |exemplar=2 | postscript=. | doi-access=free}}</ref> És una [[seqüència principal|estrella de seqüència principal]] de [[tipus espectral]] K2, cosa que significa que l'energia generada al nucli a través de la [[fusió nuclear]] d'[[hidrogen]] s'emet des de la superfície a una temperatura d'aproximadament 5.000 [[Kelvin|K]], donant-li una tonalitat taronja.

La [[designació Bayer]] ε Eridani (llatinitzat com a Epsilon Eridani) va ser establerta el 1603 per [[Johann Bayer]]. Pot ser membre de l'[[associació estel·lar de l'Ossa Major]] d'estrelles que comparteixen un moviment similar a través de la [[Via Làctia]], implicant que aquestes estrelles compartien un origen comú en un [[cúmul obert]]. El seu veí més proper, el sistema [[estrella binària|binari]] [[Luyten 726-8]], tindrà una estreta trobada amb Epsilon Eridani en aproximadament 31.500 anys en què seran separats per aproximadament 0,93 al (0,29 pc).<ref name=potemine10>{{cite arXiv
| last1=Potemine | first1=Igor Yu.
| date= 12 abril 2010 | title=Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani 
| llengua=anglès
| eprint=1004.1557 | class=astro-ph.SR}}</ref>

El moviment d'Epsilon Eridani al llarg de la línia de vista a la Terra, conegut com a [[velocitat radial]], ha estat observat regularment des de fa més de vint anys. Els canvis periòdics en el seu valor [[Mètodes de detecció d'exoplanetes#Velocitat radial|van donar proves]] d'un [[planeta gegant]] orbitant l'estrella, convertint-la en un dels sistemes d'estrelles més propers amb un possible [[exoplaneta]].<ref name=apj544_2_L145>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Hatzes |nom1=Artie P.
|cognom2=Cochran |nom2=William D.
|cognom3=McArthur |nom3=Barbara
|cognom4=Baliunas |nom4=Sallie L.
|cognom5=Walker |nom5=Gordon A. H.
|cognom6=Campbell |nom6=Bruce
|cognom7=Irwin |nom7=Alan W.
|cognom8=Yang |nom8=Stephenson
|cognom9=Kürster |nom9=Martin
| last10=Endl | first10=Michael | last11=Els | first11=Sebastian | last12=Butler | first12=R. Paul | last13=Marcy | first13=Geoffrey W. |títol=Evidence for a long-period planet orbiting ε Eridani 
| llengua=anglès
|publicació=[[The Astrophysical Journal]] |data= desembre 2000 |volum=544 |exemplar=2 |pàgines=L145–L148 | doi=10.1086/317319 | arxiv=astro-ph/0009423 | bibcode=2000ApJ...544L.145H | postscript=.}}</ref> El descobriment del planeta ha estat controvertit a causa de la quantitat de sorolls de fons de les dades de velocitat radial, especialment en l'observació primerenca,<ref name=asp2003>
{{citar ref|cognom1=Buccino |nom1=A. P.
|cognom2=Mauas |nom2=P. J. D.
|cognom3=Lemarchand |nom3=G. A.
|títol=UV Radiation in Different Stellar Systems 
| llengua=anglès
|obra=Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, Proceedings of IAU Symposium No. 213 | editor1=R. Norris |editor2=F. Stootman | place=San Francisco |editorial=Astronomical Society of the Pacific |data=Juny 2003 |pàgina=97 | bibcode=2004IAUS..213...97B |volum=213 | postscript=.}}</ref> però ara molts astrònoms consideren el planeta confirmat. El 2016 se li va donar el nom alternatiu AEgir {{sic}}.

El sistema Epsilon Eridani també inclou dos cinturons d'[[asteroides]]: entre 3 i 20 ua des de l'estrella. L'estructura orbital podria ser mantinguda per un hipotètic segon planeta, que si es confirma seria Epsilon Eridani c.<ref name=aguilar_pulliam20081027>
{{citar ref|cognom1=Aguilar |nom1=David A.
|cognom2=Pulliam |nom2=Christine
|data= 27 octubre 2008 | url=http://www.cfa.harvard.edu/press/2008/pr200822.html |títol=Solar System's young twin has two asteroid belts |editorial=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
|consulta= 10 novembre 2008 
| postscript=.}}</ref> El 1988 es va descobrir que conté un extensiu [[disc de fragments]] exterior de [[planetesimal]]s romanents restants de la formació del sistema, a una distància similar a la del [[cinturó de Kuiper]] en el cas del Sol.<ref name=apj690_2_1522>
{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Backman |nom1=D.
|cognom2=Marengo |nom2=M.
|cognom3=Stapelfeldt |nom3=K.
|cognom4=Su |nom4=K.
|cognom5=Wilner |nom5=D.
|cognom6=Dowell |nom6=C. D.
|cognom7=Watson |nom7=D.
|cognom8=Stansberry |nom8=J.
|cognom9=Rieke |nom9=G.
| last10=Megeath | first10=T. | last11=Fazio | first11=G. | last12=Werner | first12=M. |any=2009 |títol=Epsilon Eridani's planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and CSO observations |publicació=The Astrophysical Journal |volum=690 |exemplar=2 |pàgines=1522–1538 | doi=10.1088/0004-637X/690/2/1522 | bibcode=2009ApJ...690.1522B | postscript=. |arxiv = 0810.4564}}</ref>

Com una de les [[anàleg solar|estrelles similars al Sol]] més properes amb un planeta,<ref name=villard35_12_44>
{{citar ref|cognom1=Villard |nom1=Ray
|títol=Does life exist on this exoplanet? |publicació=Astronomy |volum=35 |exemplar=12 |pàgines=44–47 |data= desembre 2007 | bibcode=2007Ast....35l..44V | postscript=.}}</ref> Epsilon Eridani ha estat l'objectiu de diverses observacions de [[SETI|cerca d'intel·ligència extraterrestre]]. Epsilon Eridani apareix en històries de [[ciència-ficció]] i s'ha suggerit com a destinació pel [[viatge interestel·lar]].<ref name=boyle2009>
{{citar ref|cognom1=Boyle |nom1=Alan |any=2009 |pàgina=[https://archive.org/details/caseforplutohowl00boyl_0/page/191 191] |títol=The case for Pluto: how a little planet made a big difference |publicació=<!-- --> |editorial=John Wiley and Sons |lloc=Hoboken, New Jersey | isbn=978-0-470-50544-1 | postscript=. | bibcode=2009cphl.book.....B | url-access=registration | url=https://archive.org/details/caseforplutohowl00boyl_0/page/191}}</ref> Des d'Epsilon Eridani, el Sol apareixeria com una estrella de 2,4 de magnitud a [[Constel·lació del Serpent|Serpent]].

== Nomenclatura ==
''ε Eridani'' (llatinitzat a ''Epsilon Eridani'') és la [[designació Bayer]] del sistema ([[Epsilon Eridani#Catàlegs|vegeu més avall]]). Tot i ser una estrella relativament brillant, no se li va [[Llista de noms propis d'estrelles|donar un nom propi]] pels primers astrònoms. Té altres [[Nomenclatura estel·lar|designacions de catàlegs]]. Després del seu descobriment, el planeta va ser designat [[Epsilon Eridani b]], seguint l'habitual [[convenció de nomenament d'exoplanetes|sistema de designació de planetes extrasolars]].

El planeta i la seva estrella amfitriona van ser seleccionats per la [[Unió Astronòmica Internacional]] (UAI) com a part d'una competició per donar noms propis als exoplanetes i a les seves estrelles amfitriones, per a alguns sistemes que ja no tenien noms propis.<ref name=nameexoworlds>
{{citar ref|títol=NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars
 | url=http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau1404/
 |editorial=International Astronomical Union
 |data= 9 juliol 2014
 |consulta= 5 setembre 2015
 | postscript=.
}}</ref>
<ref name=the_exoworlds>
{{citar ref|títol=The Exoworlds
 |obra=NameExoWorlds
 |editorial=International Astronomical Union
 | url=http://nameexoworlds.iau.org/exoworlds
 |consulta= 5 setembre 2015
 | postscript=.
 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20161231043737/http://nameexoworlds.iau.org/exoworlds
 |arxiudata= 31 desembre 2016
 | url-status=dead
}}</ref> El procés va suposar candidatures de grups educatius i votació pública dels noms proposats.<ref name=exoworlds_process>
{{citar ref|títol=The Process |obra=NameExoWorlds |data= 7 agost 2015
 |editorial=International Astronomical Union
 | url=http://nameexoworlds.iau.org/process
 |consulta= 5 setembre 2015
 | postscript=.
}}</ref> Al desembre de 2015, la UAI va anunciar els noms guanyadors de ''Ran'' per a l'estrella i ''AEgir'' {{sic}} pel planeta.<ref name=iau_results>
{{citar ref|títol=Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released
 |editorial=International Astronomical Union
 |data= 15 desembre 2015
 | url=http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau1514/
 |consulta= 15 desembre 2015 | postscript=.
}}</ref> Aquests noms havien estat enviats pels estudiants del [[Educació als Estats Units|8è grau]] de la Mountainside Middle School a [[Colbert, Washington]], Estats Units. Tots dos noms deriven de la [[mitologia nòrdica]]: [[Rán]] és la deessa del mar i [[Aegir|Ægir]], el seu marit, és el déu de l'oceà.<ref>{{Ref-web |url=http://nameexoworlds.iau.org/names |títol=NameExoWorlds The Approved Names |consulta=2020-06-15 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20180201043609/http://nameexoworlds.iau.org/names |arxiudata=2018-02-01 }}</ref>

Els noms en aquell moment van romandre no oficials, però el 2016 la UAI va organitzar un [[WGSN|grup de treball sobre noms d'estrelles]] (Working Group on Star Names o WGSN)<ref name="WGSN">{{ref-web| url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ |títol=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|consulta= 22 maig 2016}}</ref> per catalogar i estandarditzar noms propis de les estrelles. En el seu primer butlletí de juliol de 2016,<ref name="WGSN1">{{ref-web| url=http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/WGSN_bulletin1.pdf |títol=Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1 |consulta= 28 juliol 2016}}</ref> el WGSN va reconèixer explícitament els noms dels exoplanetes i les seves estrelles amfitriones produïdes per la competició. Epsilon Eridani ara es troba inclòs al catàleg de noms de estrelles de la UAI.<ref name="IAU-CSN"/> Encara no és clar si els astrònoms professionals utilitzaran generalment el nou nom o continuen fent referència a l'estrella com a Epsilon Eridani; totes dues són igualment vàlides.

En [[astronomia xinesa|xinès]], {{lang|zh|天苑}} ({{lang|zh-Latn|Tiān Yuàn}}), significa ''[[Cap pelut (constel·lació xinesa)|Prats Celestials]]'', fa referència a un asterisme format per ε Eridani, [[Gamma Eridani|γ Eridani]], [[Delta Eridani|δ Eridani]], [[Pi Eridani|π Eridani]], [[Zeta Eridani|ζ Eridani]], [[Eta Eridani|η Eridani]], [[Pi Ceti|π Ceti]], [[Tau1 Eridani|τ¹ Eridani]], [[Tau2 Eridani|τ² Eridani]], [[Tau3 Eridani|τ<sup>3</sup> Eridani]], [[Tau4 Eridani|τ<sup>4</sup> Eridani]], [[Tau5 Eridani|τ⁵ Eridani]], [[Tau6 Eridani|τ⁶ Eridani]], [[Tau7 Eridani|τ<sup>7</sup> Eridani]], [[Tau8 Eridani|τ<sup>8</sup> Eridani]] i [[Tau9 Eridani|τ⁹ Eridani]].<ref>{{zh}} ''中國星座神話'', escrit per 陳久金. Publicat per 台灣書房出版有限公司, 2005, {{ISBN|978-986-7332-25-7}}</ref> En conseqüència, el [[Llista de noms xinesos d'estrelles|nom xinès]] d'ε Eridani és {{lang|zh|天苑四}} ({{lang|zh-Latn|Tiān Yuàn sì}}, la Quarta Estrella dels Prats Celestials.)<ref>{{zh}} [http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/Research/StarName/c_research_chinengstars_t_z.htm 香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表] {{webarchive |url=https://web.archive.org/web/20100819122914/http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/Research/StarName/c_research_chinengstars_t_z.htm |date= 2010, August 19}}, Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.</ref>

== Història observacional ==
[[Fitxer:Epsilon Eridani location.png|miniatura|A la part superior, la secció nord de la constel·lació d'Eridanus està delimitada en verd, mentre que [[Orió (constel·lació)|Orió]] es mostra en blau. A sota, una vista ampliada de la regió al quadre blanc mostra la ubicació d'Epsilon Eridani a la intersecció de les dues línies.|alt=La fotografia superior mostra una regió de nombroses estrelles punteres amb línies de colors que marquen les constel·lacions. La imatge inferior mostra diverses estrelles i dues línies blanques.]]

=== Catàlegs ===
Epsilon Eridani és conegut pels astrònoms des d'almenys el segle II dC, quan [[Claudi Ptolemeu]] (un [[Astronomia de l'antiga Grècia|astrònom grec]] d'[[Història d'Alexandria|Alexandria]], [[Egipte (província romana)|Egipte]]) la va incloure al seu catàleg de més de mil estrelles. El catàleg va ser publicat com a part del seu tractat astronòmic ''[[Almagest]]''. La constel·lació [[Constel·lació d'Eridà|Eridà]] va ser nomenat per Ptolemeu ({{lang-grc|Ποταμού}}, «riu»), i Epsilon Eridani va ser classificada com la seva tretzena estrella. Ptolemeu va anomenar Epsilon Eridani {{lang|grc|ό τών δ προηγούμενος}}, que en [[grec antic]] significa «un precedent dels quatre», (aquí {{lang|grc|δ}} és el número quatre). Això fa referència a un grup de quatre estrelles dins Eridanus: [[Gamma Eridani|γ]], [[Pi Eridani|π]], [[Delta Eridani|δ]] i ε (Del 10 al 13 de la llista de Ptolemeu). ε és la més occidental i, per tant, la primera de les quatre en l'aparent moviment diari del cel d'est a oest. Els estudiosos actuals del catàleg de Ptolemeu designen la seva entrada com a ''"P 784"'' (per ordre d'aparició) i ''"Eri 13"''. Ptolemeu va descriure la [[Magnitud aparent|magnitud]] de l'estrella com a 3.{{r|Baily1843|Verbunt2012}}

Epsilon Eridani va ser inclòs en diversos catàlegs d'estrelles de tractats astronòmics del món [[Astronomia islàmica medieval|islàmic medieval]], que es basaven en el catàleg de Ptolemeu: al ''[[Llibre dels estels fixos]]'' d'[[Abd-ar-Rahman as-Sufí|Al-Sufí]], publicat el 964, ''El cànon Masudi'' d'[[Al-Biruní]], publicat el 1030, i ''[[Zij-i Sultani]]'' d'[[Ulugh Beg]], publicat el 1437. L'estimació d'Al-Sufi de la magnitud d'Epsilon Eridani era de 3. Al-Biruní cita les magnituds de Ptolemeu i Al-Sufi (per a Epsilon Eridani cita el valor 4 tant per a les magnituds de Ptolemeu com d'Al-Sufi; els valors originals d'aquestes dues magnituds són 3). El seu nombre per ordre d'aparició és de 786.{{r|Al-Biruni1030}} Ulugh Beg va realitzar noves mesures de les coordenades d'Epsilon Eridani al [[Observatori d'Ulugh Beg|seu observatori]] a [[Samarcanda]], i cita les magnituds d'Al-Sufi (3 per a Epsilon Eridani). Les designacions modernes de la seva entrada al catàleg d'Ulugh Beg són ''"U 781"'' i ''"Eri 13"'' (aquest últim és el mateix que la designació del catàleg de Ptolemeu).{{r|Baily1843|Verbunt2012}}

El 1598 es va incloure Epsilon Eridani al catàleg estel·lar de [[Tycho Brahe]], republicat el 1627 per [[Johannes Kepler]] com a part de les seves ''[[Taules rudolfines]]''. Aquest catàleg es va basar en les observacions de Tycho Brahe del 1577-1597, incloses les de l'illa de [[Ven (Illa de Suècia)|Ven]] als seus observatoris de l'[[Uraniborg]] i l'[[Stjerneborg]]. El nombre de seqüència d'Epsilon Eridani a la constel·lació d'Eridanus va ser de 10, i es va designar {{lang|la|«Quae omnes quatuor antecedit»}}, del llatí «que precedeix els quatre»; el significat és el mateix que la descripció de Ptolemeu. Brahe li va assignar la magnitud 3.{{r|Baily1843|Verbunt2010a}}

La [[designació Bayer]] d'Epsilon Eridani es va establir el 1603 com a part de la ''[[Uranometria]]'', un catàleg d'estrelles produït pel cartògraf celeste alemany [[Johann Bayer]]. El seu catàleg assignava lletres de l'[[alfabet grec]] a grups d'estrelles que pertanyen a la mateixa classe de magnitud visual a cada constel·lació, començant per alfa (α) per a una estrella de la classe més brillant. Bayer no va intentar organitzar estrelles mitjançant la brillantor relativa de cada classe. Així, tot i que Epsilon és la cinquena lletra de l'alfabet grec,<ref name=jha17_50_189 /> l'estrella és la [[Llista d'estrelles a Eridanus|desena més brillant a Eridanus]].<ref name=ybsc1991 /> A més de la lletra ε, Bayer li havia donat el número 13 (el mateix que el número de catàleg de Ptolemeu, com també eren molts dels números de Bayer) i la descrivia com a «Decima septima», del llatí; «la dissetena».{{#tag:ref|Això es deu al fet que Bayer va designar 21 estrelles a la zona nord d'Eridanus al precedir al llarg del 'riu' d'est a oest, a partir de β ({{lang|la|Supra pedem Orionis in flumine, prima}}, que significa ''sobre [[Rigel|el peu]] d'[[Orió (constel·lació)|Orió]] al riu, el primer'') al vint-i-cinc, σ ({{lang|la|Vigesima prima}}, que és ''el vint-i-unè''). Epsilon Eridani va ser el dissetè en aquesta seqüència. Aquestes 21 estrelles són: β, λ, ψ, b, ω, μ, c, ν, ξ, ο (dues estrelles), d, A, γ, π, δ, ε, ζ, ρ, η, σ.<ref name="Bayer1603"/>|group=note|name=bayer}} Bayer va assignar Epsilon Eridani una magnitud 3.{{r|Bayer1603}}

El 1690 Epsilon Eridani va ser inclòs al catàleg d'estrelles de [[Johannes Hevelius]]. El seu número de seqüència en la constel·lació Eridanus era 14, la seva designació era {{lang|la|Tertia}} (''el tercer''), i se li assignava magnitud 3 o 4 (les fonts difereixen).{{r|Baily1843|Verbunt2010b}} El catàleg estel·lar de l'astrònom anglès [[John Flamsteed]], publicat el 1712, va donar a Epsilon Eridani la [[designació Flamsteed]] de 18 Eridani, perquè era la vuitena estrella catalogada a la constel·lació d'Eridanus per ordre en augment d'[[ascensió recta]].<ref name=SIMBAD /> El 1818 Epsilon Eridani es va incloure al catàleg de [[Friedrich Bessel]], basat en les observacions de [[James Bradley]] entre 1750–1762, a una magnitud 4.{{r|Bessel1818}} També va aparèixer al catàleg de [[Nicolas Louis de Lacaille]] de les 398 principals estrelles, la versió de la qual de 307 estrelles es va publicar el 1755 a la revista: {{lang|fr|Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765}},{{r|Lacaille1755}} i la versió completa es va publicar el 1757 a ''{{lang|la|Astronomiæ Fundamenta}}, Paris''.{{r|Lacaille1757}} En la seva edició de 1831 per [[Francis Baily]], Epsilon Eridani té el número 50.{{r|Baily1831}} Lacaille li va assignar la magnitud 3.{{r|Lacaille1755|Lacaille1757|Baily1831}}

El 1801 Epsilon Eridani es va incloure a {{lang|fr|''[[Histoire Céleste Française]]''}}, catàleg de [[Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande]] de al voltant de 50.000 estrelles, basades en les seves observacions de 1791-1800, en què les observacions estan ordenades per ordre temporal. Conté tres observacions d'Epsilon Eridani.<ref name=lalande group=note> 17 de setembre de 1796 (pàgina 246), 3 de desembre de 1796 (pàgina 248) i 13 de novembre de 1797 (pàgina 307)</ref>{{r|Lalande1801}} El 1847, una nova edició del catàleg de Lalande va ser publicada per Francis Baily, que contenia la majoria de les seves observacions, en què es numeraven les estrelles per ordre d'ascensió recta. Com que cada observació de cada estrella estava numerada i Epsilon Eridani es va observar tres vegades, va obtenir tres números: 6581, 6582 i 6583.{{r|Baily1847}} (Avui s'utilitzen números d'aquest catàleg amb el prefix "Lalande", o "Lal".{{r|Lal}}) Lalande va assignar Epsilon Eridani en magnitud 3.{{r|Lalande1801|Baily1847}} També el 1801 va ser inclòs al catàleg de [[Johann Bode]], en què unes 17.000 estrelles es van agrupar en 102 constel·lacions i es van numerar (Epsilon Eridani va obtenir el número 159 a la constel·lació Eridanus). El catàleg de Bode es basava en observacions de diversos astrònoms, inclòs el mateix Bode, però sobretot en el de Lalande i el de Lacaille (pel cel sud). Bode va assignar Epsilon Eridani la magnitud 3.{{r|Bode1801}} El 1814 [[Giuseppe Piazzi]] va publicar la segona edició del seu catàleg d'estrelles (la seva primera edició es va publicar el 1803), basada en observacions durant 1792-1813, en què més de 7.000 estrelles es van agrupar en 24 hores (0–23). Epsilon Eridani és el número 89 de l'hora 3. Piazzi va assignar la magnitud 4.{{r|Piazzi1814}} El 1918 Epsilon Eridani va aparèixer al [[Henry Draper Catalogue]] amb la designació HD&nbsp;22049 i una classificació espectral preliminar de K0.<ref name=ahco91_1 />

=== Detecció de proximitat ===
A partir d'observacions entre 1800 i 1880, es va trobar que Epsilon Eridani tenia un gran [[moviment propi]] a través de l'[[esfera celeste]], que es calculava en tres [[segon d'arc|segons d'arc]] per any ([[velocitat angular]]).<ref name=mras48_77 /> Aquest moviment implicava que estava relativament a prop del Sol,<ref name=belkora2002 /> convertint-la en una estrella d'interès per a aquest propòsit de mesuraments de [[paral·laxi estel·lar]]. Aquest procés implica registrar la posició d'Epsilon Eridani a mesura que la Terra es desplaça al voltant del Sol, cosa que permet estimar la distància d'una estrella.<ref name=mras48_77 /> De 1881 a 1883, l'astrònom americà [[William Lewis Elkin|William L. Elkin]] va utilitzar un [[heliòmetre]] al [[Reial Observatori del Cap de Bona Esperança]], Sud-àfrica, per comparar la posició d'Epsilon Eridani amb dues estrelles properes. A partir d'aquestes observacions, es va calcular una paral·laxi de {{nowrap|0.14 ± 0.02 segons d'arc}}.<ref name=gill1893 /><ref name=gill1884 /> Cap al 1917, els observadors havien refinat la seva estimació de paral·laxi 0,317 segons d'arc.<ref name=apj46_313 /> El valor modern de 0,3109 segons d'arc equival a una distància aproximada de 10,50 anys llum (3,22 pc).<ref name=aaa474_2_653 />

=== Descobriments circumestel·lars ===
A partir de canvis aparents en la posició d'Epsilon Eridani entre 1938 i 1972, [[Peter van de Kamp]] va proposar que un company desconegut amb un període orbital de 25 anys estava provocant [[Pertorbació (astronomia)|pertorbacions]] gravitacionals en la seva posició.<ref name=aj79_491 /> Aquesta idea va ser refutada el 1993 per [[Wulff-Dieter Heintz]] i es va culpar la falsa detecció per un error sistemàtic a les [[Placa de vidre|plaques de vidre]].<ref name=aj105_3_1188 />

Iniciat el 1983, el [[telescopi espacial]] [[IRAS]] va detectar emissions [[astronomia infraroja|infraroges]] d'estrelles properes al sol,<ref name=apj278_L1 /> incloent un [[Excés d'infraroig|excés d'emissió d'infrarojos]] d'Epsilon Eridani.<ref name=pasp97_885 /> Les observacions van indicar un disc fi de [[pols còsmica]] orbitant l'estrella;<ref name=pasp97_885 /> aquest [[anell de fragments]] ha estat estudiat des de llavors. Les observacions d'un sistema planetari van ser descobertes el 1998 mitjançant l'observació d'asimetries d'aquest anell de pols. L'agrupació de la distribució de pols es pot explicar per interaccions gravitacionals amb un planeta orbitant a l'interior de l'anell de pols.<ref name=apj506_2_L133 />

El 1987, es va anunciar la detecció d'un objecte planetari en òrbita gràcies a Bruce Campbell, Gordon Walker i Stephenson Yang.<ref name=hesser1987 /><ref name=Campbell1988 /> Del 1980 al 2000, un equip d'astrònoms dirigit per [[Artie P. Hatzes]] van realitzar observacions de [[velocitat radial]] d'Epsilon Eridani, mesurant el [[Espectroscòpia Doppler|desplaçament Doppler de l'estrella al llarg de la línia de visió]]. Van trobar proves d'un planeta orbitant l'estrella amb un període d'aproximadament set anys.<ref name=apj544_2_L145 /> Tot i que hi ha un gran nivell de soroll en les dades de velocitat radial a causa de l'activitat magnètica a la seva [[fotosfera]],<ref name=iau202 /> s'espera que qualsevol periodicitat causada per aquesta activitat magnètica presenti una forta correlació amb variacions en [[Línia espectral|línies d'emissió]] de calci ionitzat (les [[Calci|línies Ca II H i K]]). Com que no es va trobar aquesta correlació, es va considerar que un company planetari era la causa més probable.<ref name=apj133_6_2442 /> Aquest descobriment va comptar amb el suport de mesuraments [[Astrometria|astromètrics]] d'Epsilon Eridani realitzats entre el 2001 i el 2003 amb el [[Telescopi Espacial Hubble]], que va mostrar evidència de [[Pertorbació (astronomia)|pertorbació gravitacional]] d'Epsilon Eridani a causa d'un planeta.<ref name=aj132_2206 />

L'astrofísica Alice C. Quillen i el seu estudiant [[Stephen Thorndike]] van realitzar simulacions per ordinador de l'estructura del disc de pols al voltant d'Epsilon Eridani. El seu model suggeria que l'agrupació de les partícules de pols es podria explicar per la presència d'un segon planeta en una òrbita excèntrica, que van anunciar el 2002.<ref name=apj578_2_L149 />

=== SETI i exploració proposada ===
El 1960, els físics [[Philip Morrison]] i [[Giuseppe Cocconi]] van proposar que les [[civilització extraterrestre|civilitzacions extraterrestres]] podrien utilitzar senyals de ràdio per a comunicar-se.<ref name=gugliucci20100524 /> El [[Projecte Ozma]], liderat per l'astrònom [[Frank Drake]], va utilitzar el [[Telescopi Tatel]] per cercar aquests senyals a prop les [[Anàleg solar|estrelles solars]] d'Epsilon Eridani i [[Tau Ceti]]. Els sistemes es van observar a la [[línia d'hidrogen|freqüència d'emissió d'hidrogen neutre]], 1.420 MHz (21 cm). No es van detectar senyals d'origen extraterrestre intel·ligent.<ref name=heidmann_dunlop1995 /> Drake va repetir l'experiment l'any 2010, amb el mateix resultat negatiu.<ref name=gugliucci20100524 /> Malgrat aquesta manca d'èxit, Epsilon Eridani va entrar en la [[Epsilon Eridani a la ficció|literatura de ciència-ficció i programes de televisió]] durant molts anys després de la notícia de l'experiment inicial de Drake.<ref name=marschall_maran2009 />

A ''Habitable Planets for Man'', un estudi el 1964 de [[RAND Corporation]] del científic espacial Stephen H. Dole, la probabilitat d'un [[planeta habitable]] que es trobi en òrbita al voltant d'Epsilon Eridani es calculava en un 3,3%. Entre les estrelles properes conegudes, figurava amb les 14 estrelles que es creia que podrien tenir un planeta habitable.<ref name=dole1964 />

[[William I. McLaughlin]] va proposar una nova estratègia en la cerca d'intel·ligència extraterrestre ([[SETI]]) el 1977. Va suggerir que esdeveniments àmpliament observables com les explosions de [[nova|noves]] poden ser utilitzats per extraterrestres intel·ligents per sincronitzar la transmissió i recepció del seu senyal. Aquesta idea la va posar a prova la [[National Radio Astronomy Observatory]] el 1988, que va utilitzar els esclats de [[Nova Cygni 1975]] com el temporitzador. Quinze dies d'observació no van mostrar cap senyal de ràdio anòmala procedent d'Epsilon Eridani.<ref name=baas20_1043 />

A causa de la proximitat i propietats semblants al sol d'Epsilon Eridani, el físic i autor [[Robert L. Forward]] al 1985 considerava el sistema com a objectiu plausible per al [[viatge interestel·lar]].<ref name=jsr22_345 /> L'any següent, la [[British Interplanetary Society]] va suggerir Epsilon Eridani com un dels objectius del seu estudi del [[Projecte Daedalus]].<ref name=jbis29_94 /> El sistema ha continuat estant entre els objectius de diverses propostes, com ara el [[Projecte Icarus (sonda interestel·lar)|Projecte Icarus]] el 2011.<ref name=aa20110125 />

Basant-se en la seva ubicació propera, Epsilon Eridani va estar entre les estrelles de destinació del [[Projecte Phoenix (SETI)|Projecte Phoenix]], un sondeig el 1995 de [[microones]] per a senyals d'intel·ligència extraterrestre.<ref name=henry_asp19930916 /> El projecte havia comprovat prop de 800 estrelles el 2004, però encara no havia detectat cap senyal.<ref name=whitehouse_bbc20040325 />

== Propietats ==
[[Fitxer:Size epsilon eridani.png|esquerra|miniatura|Il·lustració de les mides relatives d'Epsilon Eridani (esquerra) i del Sol (dreta)|alt=Una orbe de color taronja brillant a la meitat esquerra i un orbe groc brillant lleugerament més gran a la dreta en un fons negre]]

A una distància de 10,50 anys llum (3,22 parsecs), Epsilon Eridani és la 13a estrella coneguda més propera (i la novena estrella solitària o [[sistema estel·lar]] més proper) al Sol.<ref name=RECONS /> La seva proximitat la converteix en una de les estrelles més estudiades del seu [[Classificació estel·lar|tipus espectral]].<ref name=mnras398_3_1495 /> Epsilon Eridani es troba a la part nord de la constel·lació d'Eridà, a uns 3° a l'est de l'estrella una mica més brillant [[Delta Eridani]]. Amb una declinació de −9,46°, Epsilon Eridani es pot veure des de gran part de la superfície de la Terra, en èpoques adequades de l'any. Només al nord de la [[Paral·lel 80° nord|latitud 80° N]] està permanentment amagat sota l'horitzó.<ref name=campbell1899 /> La [[magnitud aparent]] de 3,73 pot dificultar l'observació des d'una zona urbana a ull nu, perquè el cel nocturn sobre les ciutats queda ocult per la [[contaminació lumínica]].<ref name=narisada2004 />

Epsilon Eridani té una massa estimada de 0,82 [[masses solars]]<ref name=mnras403_3_1368 /><ref name=Baines /> i un radi de 0,74 [[radis solars]].<ref name=aaa505_1_205 /> Brilla amb una lluminositat de només 0,34 [[lluminositat solar|lluminositats solars]].<ref name=apj460_993 /> La [[temperatura efectiva]] estimada és de 5.084 K.<ref name=aaa411_3_559 /> Amb una classificació estel·lar de K2 V, és la segona [[estrella nana taronja]] més propera (després d'[[Alpha Centauri]] B).<ref name=RECONS /> Des de 1943 l'[[Espectroscòpia astronòmica#Estels|espectre]] d'Epsilon Eridani ha servit com un dels punts de referència estables pels quals es classifiquen altres estrelles.<ref name=baas25_1319 /> La seva [[metal·licitat]], la fracció d'elements més pesats que l'[[heli]], és lleugerament inferior a la del Sol.<ref name=aaa415 /> La [[cromosfera]] de l'estrella, una regió de l'atmosfera exterior just per sobre de l'emissió de llum de la [[fotosfera]], s'estima que l'abundància de ferro és del 74% del valor del Sol.<ref name=aaa415 /> La proporció de [[liti]] a l'atmosfera és cinc vegades menys que al Sol.<ref name=Metcalfe2013 />

La classificació del tipus K d'Epsilon Eridani indica que l'espectre té [[Línia espectral|línies d'aborció]] relativament febles per absorció per hidrogen ([[línies de Balmer]]) però línies fortes d'àtoms neutres i [[calci]] (Ca II) [[Ió (àtom)|ionitzats]] individualment. La [[Classificació estel·lar|classe de lluminositat]] V (nana) s'assigna a les estrelles que estan experimentant una [[fusió termonuclear]] d'hidrogen al nucli. Per a una estrella de seqüència principal de tipus K, aquesta fusió està dominada per la [[cadena protó-protó|reacció de cadena protó-protó]], en què una sèrie de reaccions combina efectivament quatre nuclis d'hidrogen per formar un nucli d'heli. L'energia alliberada per la fusió es transporta cap a fora des del nucli a través de la [[Transferència radiativa|radiació]], el que resulta en cap moviment net del plasma circumdant. Fora d'aquesta regió, a l'embolcall, l'energia es porta a la fotosfera per la [[Zona de convecció|convecció plasmàtica]], on després irradia a l'espai.<ref name=karttunen_oja2007 />

=== Activitat magnètica ===
Epsilon Eridani té un nivell superior d'[[Camp magnètic estel·lar|activitat magnètica]] que el Sol i, per tant, les parts externes de la seva atmosfera (la [[cromosfera]] i la [[Corona solar|corona]]) són més dinàmiques. La intensitat mitjana del camp magnètic d'Epsilon Eridani a tota la superfície és de (1,65 ± 0,30) × 10<sup>−2</sup> [[Tesla (unitat)|tesla]],<ref name=aaa318_429 /> que és més de quaranta vegades més gran que la intensitat del camp magnètic de (5–40) × 10<sup>−5</sup> T a la fotosfera del Sol.<ref name=apj591_2_1248 /> Les propietats magnètiques es poden modelar assumint que les regions amb un [[flux magnètic]] d'al voltant de 0,14 T cobreixen aleatòriament aproximadament el 9% de la fotosfera, mentre que la resta de la superfície està lliure de camps magnètics.<ref name=apj1_439_2_939 /> L'activitat magnètica global d'Epsilon Eridani mostra una coexistència de cicles d'activitat anuals d'entre 2,95±0,03 i 12,7±0,3.<ref name=Metcalfe2013 /> Suposant que el seu radi no varia en aquests intervals, la variació a llarg termini del nivell d'activitat sembla produir una variació de temperatura de 15 K, que correspon a una variació de [[Sistema fotomètric UBV|magnitud visual]] (V) de 0,014.<ref name=apj441 />

El camp magnètic a la superfície d'Epsilon Eridani causa variacions en el comportament [[Dinàmica de fluids|hidrodinàmic]] de la fotosfera. Això resulta en un [[jitter]] més gran durant les [[Espectroscòpia Doppler|mesures de la seva velocitat radial]]. Les variacions de 15 m s<sup>−1</sup> es van mesurar en un període de 20 anys, que és molt superior a la [[incertesa de mesura]] de 3 m s<sup>−1</sup>. Això fa més difícil la interpretació de les periodicitats de la velocitat radial d'Epsilon Eridani, com les causades per un planeta en òrbita.<ref name=iau202 />

Epsilon Eridani es classifica com una [[variable BY Draconis]] perquè té regions d'activitat magnètica més alta que es mouen dins i fora de la línia de visió a mesura que gira.<ref name=gcvs /> La mesura d'aquesta [[modulació rotacional]] suggereix que la seva regió equatorial gira amb un període mitjà de 11,2 dies,<ref name=an328_10 /> que és menys de la meitat del període de rotació del Sol. Les observacions han demostrat que Epsilon Eridani varia fins a 0,050 en magnitud V degut a [[Taca solar|taques solars]] i altres activitats magnètiques a curt termini.<ref name=apj102_5_1813 /> La [[fotometria]] també ha demostrat que la superfície d'Epsilon Eridani, com el Sol, està experimentant una [[rotació diferencial]] és a dir, el període de rotació a l'equador difereix de l'alta [[latitud]]. Els períodes mesurats oscil·len entre 10,8 i 12,3 dies.<ref name=apj441 /> La [[inclinació axial]] d'Epsilon Eridani cap a la línia de visió des de la Terra és altament incerta: les estimacions oscil·len entre 24° i 72°.<ref name=an328_10 />

Els alts nivells d'activitat cromosfèrica, el fort camp magnètic i la velocitat de rotació relativament ràpida d'Epsilon Eridani són característics d'una estrella jove.<ref name=apj1_412_2_797 /> La majoria de les estimacions de l'edat d'Epsilon Eridani la situen entre 200 i 800 milions d'anys.<ref name=aaa488_2_771 /> La poca abundància d'elements pesats a la cromosfera d'Epsilon Eridani sol indicar una estrella més antiga, perquè el [[medi interestel·lar]] (de les quals es formen estrelles) s'enriqueix constantment amb elements més pesats produïts per generacions d'estrelles més antigues.<ref name=aaa358_850 /> Aquesta anomalia pot ser causada per un procés de [[difusió]] que ha transportat alguns dels elements més pesats fora de la fotosfera i cap a una regió inferior de la [[zona de convecció]] d'Epsilon Eridani.<ref name=cjaa8_5_591 />

La lluminositat en [[raigs X]] d'Epsilon Eridani és de 2 × 10<sup>28</sup> [[Erg (unitat cgs)|erg]]s/s (2 × 10<sup>21</sup> [[Watt|W]]). És més lluminós en raigs X que el Sol en [[Cicle solar|màxima activitat]]. La font d'aquesta forta emissió de raigs X és la corona calenta d'Epsilon Eridani.<ref name=apj243_234 /><ref name=apj457_882 /> La corona d'Epsilon Eridani sembla més gran i més calenta que la del Sol, amb una temperatura de 3,4 × 10⁶ K, mesurat a partir de l'observació de l'emissió ultraviolada i de raigs X de la corona.<ref name=mnras385_4_1691 />

El [[vent estel·lar]] emès per Epsilon Eridani s'expandeix fins que xoca amb el [[medi interestel·lar]] circumdant de gas difús i pols, resultant en una bombolla de gas hidrogen escalfat (una [[Bombolla de vent estel·lar|astrosfera]], l'equivalent de l'[[heliosfera]] que envolta el Sol). L'[[espectroscòpia d'absorció|espectre d'absorció]] a partir d'aquest gas s'ha mesurat amb el [[Telescopi Espacial Hubble]], permetent estimar les propietats del vent estel·lar.<ref name=mnras385_4_1691 /> La corona calenta d'Epsilon Eridani dona lloc a una taxa de pèrdua de massa del vent estel·lar d'Epsilon Eridani 30 vegades superior a la del Sol. Aquest vent estel·lar genera l'astrosfera que s'estén al voltant de 8.000 au (0,039 pc) i conté un [[xoc en arc]] que avarca 1.600 au (0,0078 pc) d'Epsilon Eridani. Aquesta astrosfera es troba a la distància estimada de la Terra de 42 arcminuts, que és més ample que la mida aparent de la Lluna plena.<ref name=apj574_1 />

=== Cinemàtica ===
Epsilon Eridani té un alt [[moviment propi]], movent-se a −0.976 arcsegons per any en [[ascensió recta]] (l'equivalent celeste de longitud) i 0,018 arcsegons per any en [[Declinació (astronomia)|declinació]] (latitud celeste), per a un total combinat de 0,962 arcsegons per any.<ref name=aaa474_2_653 />{{refn|1=El moviment propi total μ es pot calcular a partir de:
: μ² = (μ<sub>α</sub> cos δ)² + μ<sub>δ</sub>²
on μ<sub>α</sub> és el moviment propi en ascensió recta, μ<sub>δ</sub> és el moviment propi en declinació i δ és la declinació.<ref name="birney"/> Això produeix:
: μ² = (−975,17 · cos(−9,458°))² + 19,49² = 925658,1
on μ és igual a 962,11.|group="note"|name=total_pm}} L'estrella té una velocitat radial de +15,5 km/s (lluny del Sol).<ref name=rgcrv66 /> Els components de [[Cinemàtica estel·lar#Velocitat espacial|velocitat espacial]] d'Epsilon Eridani al [[Coordenades galàctiques|sistema de coordenades galàctiques]] són (U, V, W) = (−3, +7, −20) km/s, el que significa que viatja dins de la [[Via Làctia]] en una [[distància galactocèntrica]] mitjana de 28,7 kilo anys llum (8,79 kiloparsecs) des del nucli al llarg d'una òrbita que té una [[Excentricitat orbital|excentricitat]] de 0,09.<ref name=ab6_2_308 /> La [[Cinemàtica estel·lar|velocitat i rumb]] d'Epsilon Eridani indiquen que pot ser membre de l'[[associació estel·lar de l'Ossa Major]], els membres de la qual comparteixen un moviment comú a través de l'espai. Aquest comportament suggereix que el grup en moviment es va originar en un [[cúmul obert]] que s'ha difós des de llavors.<ref name=aaa488_2_771 /><ref name=an325_1_3 /> L'edat estimada d'aquest grup és de 500±100 milions d'anys,<ref name=apj125_4_1980 /> que es troba dins del rang de les edats estimades per a Epsilon Eridani.

Durant els darrers milions d'anys, es creu que hi van entrar tres estrelles 7 anys llum (2,1 pc) d'Epsilon Eridani. La trobada més recent i més propera va ser amb l'[[estrella de Kapteyn]], que s'acostava a una distància aproximada de 3 anys llum (0,92 pc) fa aproximadament 12.500 anys. Hi van haver dues trobades més llunyanes amb [[Sírius]] i [[Ross 614]]. Es creu que cap d'aquestes trobades va passar prou a prop per afectar el disc circumstel·lar que orbita al voltant d'Epsilon Eridani.<ref name=asp2001_227 />

Epsilon Eridani va fer la seva aproximació més propera al Sol fa 105.000 anys, quan els separaven 7 anys llum (2,1 pc).<ref name=aaa379 /> Basat en una simulació de trobades properes amb estrelles properes, el sistema estel·lar binari [[Luyten 726-8]], que inclou l'[[estrella variable]] [[UV Ceti]], es trobarà amb Epsilon Eridani d'aquí a aproximadament 31.500 anys a una distància mínima d'aproximadament 0,9 anys llum (0,29 parsecs). Estaran a menys d'1 any llum (0,3 parsecs) entre sí durant 4.600 anys. Si Epsilon Eridani té un [[núvol d'Oort]], Luyten 726-8 podria [[Pertorbació (astronomia)|pertorbar]] gravitacionalment algun dels seus [[Exocometa|cometes]] amb llargs [[període orbital|períodes orbitals]].<ref name=potemine10 />

== Sistema planetari ==
{{OrbitboxPlanet begin
| table_ref=<ref name=aj132_2206 /><ref name=apj690_2_1522 /><ref name=cne2008 /><ref name=apj646_505 /><ref name="MawetHirsch2019"/>
| name=Epsilon Eridani
}}
{{OrbitboxPlanet disk
| disk = Cinturó d'asteroides
| periapsis = 3
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[Epsilon Eridani b|b (AEgir)]]
| mass = 0,78 (+0,38;−0,12)
| period = {{nowrap|2.692 ± 26}}
| semimajor = {{nowrap|3,48 ± 0,02}}
| eccentricity = 0,07 (+0,06;−0,05)
| inclination = {{nowrap|89° ± 42}}
}}
{{OrbitboxPlanet disk
| disk = Cinturó d'asteroides
| periapsis = 20
}}
{{OrbitboxPlanet hypothetical
| exoplanet = c
| mass = 0,1
| period = 102.270
| semimajor = 40?
| eccentricity = 0,3
}}
{{OrbitboxPlanet disk
| disk = Disc de pols
| periapsis = 35
| apoapsis = 100
| inclination = {{nowrap|34° ± 2}}
}}
{{Orbitbox end}}
{{imatge múltiple|alineació= right
|direcció= vertical
|amplada= 300
|imatge1= Epsilon eridani dustring.gif
|amplada1=
| alt1 = Un anell desigual i multicolor disposat al voltant d'una estrella de cinc cares al centre, amb la concentració més forta per sota del centre. Un oval més petit que mostra l'escala de l'òrbita de Plutó es troba a la part inferior dreta.
|peu1= Imatge de longitud d'ona submil·limètrica d'un anell de partícules de pols al voltant d'Epsilon Eridani (a sobre del centre). Les zones més brillants indiquen les regions amb més concentracions de pols.
|imatge2= System Epsilon Eridani.JPG
|amplada2=
| alt2 = Les dues il·lustracions superiors mostren bandes ovals marrons per als cinturons d'asteroides i línies ovals per a les òrbites conegudes del planeta, amb l'estrella brillant al centre. La segona banda marró és més estreta que la primera. Les dues il·lustracions inferiors tenen bandes grises per als cinturons del cometa, línies ovalades per a les òrbites planetàries i les estrelles brillants al centre. La banda gris inferior és molt més ampla que la banda gris superior.
|peu2= Comparació dels planetes i cinturons de restes del sistema solar amb el sistema Epsilon Eridani. A la part superior hi ha el cinturó d'asteroides i els planetes interiors del sistema solar. El segon des de la part superior és el cinturó d'asteroides intern proposat i el planeta b d'Epsilon Eridani. Les il·lustracions inferiors mostren les característiques corresponents per als sistemes exteriors de les dues estrelles.
}}

=== Disc de pols ===
Les observacions amb el [[Telescopi James Clerk Maxwell]] a una [[longitud d'ona]] de 850 μm mostren un flux estès de radiació cap a un [[Diàmetre angular|radi angular]] de 35 arcsegons al voltant d'Epsilon Eridani. L'emissió màxima es produeix a un radi angular de 18 arcsegons, que correspon a un radi d'aproximadament 60 ua. El nivell més alt d'emissió es produeix en el radi 35-75 ua d'Epsilon Eridani i es redueix substancialment dintre dels 30 ua. Aquesta emissió s'interpreta com a provinent d'un jove anàleg del [[cinturó de Kuiper]] del sistema solar: una estructura compacta de disc polsegós que envolta Epsilon Eridani. Des de la Terra, aquest cinturó es veu amb una inclinació aproximada de 25° cap a la línia de visió.<ref name=apj506_2_L133 />

La pols i possiblement el gel d'aigua d'aquest cinturó migra cap a l'interior a causa de l'arrossegament del vent estel·lar i d'un procés pel qual la radiació estel·lar fa que els grans de pols s'espirin lentament cap a Epsilon Eridani, conegut com l'[[efecte Poynting-Robertson]].<ref name=arxiv1011_4882 /> Al mateix temps, aquestes partícules de pols es poden destruir mitjançant col·lisions mútues. L'escala de temps per eliminar tota la pols del disc per aquests processos és inferior a l'edat estimada d'Epsilon Eridani. Per tant, el disc de pols actual s'ha d'haver creat per col·lisions o altres efectes de cossos pares més grans, i el disc representa una etapa tardana en el procés de formació del planeta. Hauria requerit col·lisions entre el valor de 11 masses terrestres de cossos pares per haver mantingut el disc en el seu estat actual durant la seva edat estimada.<ref name=apj690_2_1522 />

El disc conté una massa de pols estimada igual a una sisena part de la massa de la Lluna, amb grans de pols individuals superiors a 3,5 μm de mida a una temperatura aproximada de 55 K. Aquesta pols està sent generada per la col·lisió de cometes, que oscil·len entre 10 i 30 km de diàmetre i tenen una massa combinada de 5 a 9 vegades la de la Terra. Això és similar a les 10 masses terrestres estimades al cinturó primordial de Kuiper.<ref name=apj619_2_L187 /><ref name=emp92_1_1 /> El disc al voltant d'Epsilon Eridani conté menys de 2,2 × 10<sup>17</sup> kg de [[monòxid de carboni]]. Aquest nivell baix suggereix una manca de cometes volàtils i [[planetesimal]]s congelats comparats al cinturó de Kuiper.<ref name=mnras348_3_L39 />

L'estructura gruixuda del cinturó de pols es pot explicar per la pertorbació gravitatòria d'un planeta, anomenat Epsilon Eridani b. Els grups de pols es produeixen en òrbites que tenen una ressonància sencera amb l'òrbita del planeta sospitós. Per exemple, la regió del disc que completa dues òrbites per cada tres òrbites d'un planeta es troba en [[ressonància orbital]] 3:2.<ref name=apjl_537_L147 /> En simulacions per ordinador, la morfologia de l'anell es pot reproduir mitjançant la captura de partícules de pols en ressonàncies orbitals 5:3 i 3:2 amb un planeta que té una [[excentricitat orbital]] de 0,3.<ref name=apj578_2_L149 /> Com a alternativa, la massa pot haver estat causada per col·lisions entre [[planetes menors]] coneguts com a [[plutino]]s.<ref name=aj140_4_1007 />

Les observacions del [[Telescopi espacial Spitzer]] de la NASA suggereixen que Epsilon Eridani té en realitat dos cinturons d'asteroides i un núvol de [[pols exozodiacal]]. Aquest últim és un anàleg de la [[Llum zodiacal|pols zodiacal]] que ocupa el pla del [[sistema solar]]. Un cinturó es troba aproximadament a la mateixa posició que el del sistema solar, orbitant a una distància de 3,00 ± 0,75 ua d'Epsilon Eridani, i consisteix en grans de [[silicat]] amb un diàmetre de 3 [[Micròmetre|μm]] i una massa combinada d'aproximadament 10<sup>18</sup> kg. Si existeix el planeta Epsilon Eridani b, és poc probable que aquest cinturó tingui una font fora de l'òrbita del planeta, de manera que la pols es podria haver creat per fragmentació i craterització de cossos més grans com [[asteroides]].<ref name=aaa499_2_L13 /> El segon cinturó més dens, molt probablement també poblat per asteroides, es troba entre el primer cinturó i el disc exterior del cometa. L'estructura dels cinturons i el disc de pols suggereixen que es necessiten més de dos planetes del sistema Epsilon Eridani per mantenir aquesta configuració.<ref name=apj690_2_1522 /><ref name=spitzer20081027 />

En un escenari alternatiu, la pols exozodiacal es pot generar en un cinturó exterior que orbita entre 55 i 90 ua d'Epsilon Eridani i té una massa assumida de 10<sup>−3</sup> vegades la massa de la Terra. Aquesta pols es transporta després cap a l'òrbita d'Epsilon Eridani b. Quan es tenen en compte les col·lisions entre els grans de pols, la pols reproduirà l'espectre i la brillantor infraroja observats. Fora del radi de gel de [[sublimació]], situat més enllà dels 10 ua d'Epsilon Eridani on les temperatures baixen per sota dels 100 K, se suposa que el millor ajust a les observacions es produeix quan es barreja gel i pols de [[silicat]]. Dins d'aquest radi, la pols ha de consistir en grans de silicat que no continguin [[volàtils]].<ref name=arxiv1011_4882 />

La regió interior al voltant d'Epsilon Eridani, des d'un radi de 2,5 ua cap endins, sembla estar lliure de pols fins al límit de detecció del [[Observatori MMT|telescopi MMT]] de 6,5 m. Els grans de pols d'aquesta regió s'eliminen de manera eficient mitjançant l'arrossegament del vent estel·lar, mentre que la presència d'un sistema planetari també pot ajudar a mantenir aquesta zona lliure de residus. Tot i això, això no impedeix la possibilitat que hi hagi un cinturó d'asteroides intern amb una massa combinada no superior al cinturó d'asteroides del sistema solar.<ref name=apj693_2_1500 />

=== Possibles planetes ===
[[Fitxer:NASA-JPL-Caltech - Double the Rubble (PIA11375) (pd).jpg|miniatura|Impressió artística mostrant dos cinturons d'asteroides i un planeta que orbita al voltant d'Epsilon Eridani|alt= Una font de llum brillant a la dreta està envoltada per cometes i dos cinturons ovals de restes. A l'esquerra hi ha una mitja lluna groga-taronja d'un planeta.]]
Com una de les estrelles més properes semblants al Sol, Epsilon Eridani ha estat objectiu de molts intents de buscar companys planetaris.<ref name=apj544_2_L145 /><ref name=aaa488_2_771 /> La seva activitat cromosfèrica i la seva variabilitat fan que trobar planetes amb el [[Mètodes de detecció de planetes extrasolars#Velocitat radial|mètode de la velocitat radial]] sigui difícil, perquè l'activitat estel·lar pot crear senyals que imiten la presència de planetes.<ref name=setiawan2008 /> La recerca d'exoplanetes al voltant d'Epsilon Eridani amb [[Mètodes de detecció de planetes extrasolars#Imatge directa|imatge directa]] no ha tingut èxit.<ref name=apj133_6_2442 /><ref name=apj688_1_583 />

L'observació d'infrarojos ha demostrat que no hi ha cossos de tres o més [[Massa joviana|masses jovianes]] en aquest sistema, a almenys una distància de 500 ua de l'estrella hoste.<ref name=aaa488_2_771 /> Els planetes amb masses i temperatures similars a Júpiter haurien de ser detectats pel Spitzer a distàncies posteriors 80 ua, però no s'ha descobert cap en aquest rang. Es poden descartar planetes de més d'un 150% tan massius com Júpiter a la vora interna del disc de restes a 30–35 ua.<ref name="Janson2015"/>

==== Planeta b (AEgir) ====
{{Article principal|Epsilon Eridani b}}
[[Planeta extrasolar#Nomenclatura|Referit]] com a [[Epsilon Eridani b|Epsilon Eridani&nbsp;b]], aquest planeta es va anunciar el 2000, però el descobriment ha estat controvertit. Un estudi exhaustiu el 2008 es va nomenar la detecció "temptativa" i va descriure el planeta proposat com a "candidat des de fa temps però encara no confirmat".<ref name=apj690_2_1522 /> Molts astrònoms van creure que l'evidència és prou convincent per considerar que el descobriment és confirmat.<ref name=aaa488_2_771 /><ref name=arxiv1011_4882 /><ref name=aaa499_2_L13 /><ref name=apj688_1_583 /> Al 2013, el descobriment continuava en dubte perquè hi ha un programa de recerca a l'[[Observatori de La Silla]] que no va confirmar que existeixi.<ref name="aa552_A78_62"/>

[[Fitxer:Epsilon Eridani b.jpg|miniatura|esquerra|Impressió artística d'Epsilon Eridani&nbsp;b orbitant dins d'una zona que ha estat netejada de pols. Al voltant del planeta hi ha anells conjecturats i, a la part inferior esquerra, hi ha una lluna conjecturada.|alt=A l'esquerra hi ha un objecte vermell esfèric i ombrejat envoltat per un anell, amb una mitja lluna més petita al centre inferior que retrata una lluna. A la dreta hi ha una font lluminosa bisectada per una línia que representa un disc de restes.]]

Les fonts publicades continuen en desacord en quant als paràmetres bàsics del planeta proposat. Els valors del seu període orbital oscil·len entre 6,85 i 7,2 anys.<ref name=aj132_2206 /> Les estimacions de la mida de la seva òrbita el·líptica i el rang de [[Eixos semimajors i semimenors|eix semimajor]] de 3,38 a 3,50 ua<ref name=cne2008 /><ref name=apj646_505 /> i aproximacions del seu rang d'[[excentricitat orbital]] de 0,25 ± 0,23 a 0,702 ± 0,039.<ref name=aj132_2206 /><ref name=apj646_505 />

Si el planeta existeix, la seva massa continua sent desconeguda, però es pot estimar un límit inferior en funció del desplaçament orbital d'Epsilon Eridani. Només es coneix el component del desplaçament al llarg de la línia de visió cap a la Terra, que dona un valor per a la fórmula [[Rotació estel·lar#Mesura|''m'' sin ''i'']], on ''m'' és la massa del planeta i ''i'' és la [[Inclinació|inclinació orbital]]. Les estimacions del valor del rang ''m'' sin ''i'' de 0,60 a 1,06 [[Massa joviana|masses jovianes]],<ref name=cne2008 /><ref name=apj646_505 /> que estableix el límit inferior per a la massa del planeta (perquè la funció [[sinus]] té un valor màxim d'1). Prenent ''m'' sin ''i'' a la meitat d'aquest rang a 0,78, i estimant la inclinació a 30°, això dona un valor de 1,55 ± 0,24 masses jovianes per a la massa del planeta.<ref name=aj132_2206 />

De tots els paràmetres mesurats d'aquest planeta, el valor de l'excentricitat orbital és el més incert. L'excentricitat de 0,7 suggerida per alguns observadors és incompatible amb la presència del cinturó d'asteroides proposat a una distància de 3 ua. Si l'excentricitat fos tan elevada, el planeta passaria pel cinturó d'asteroides i l'esborraria al cap d'uns deu mil anys. Si el cinturó ha existit durant més temps que aquest període, el que sembla probable, imposa un límit superior en l'excentricitat d'Epsilon Eridani&nbsp;b d'uns 0,10–0,15.<ref name=aaa499_2_L13 /><ref name=spitzer20081027 /> Si el disc de pols s'està generant a partir del disc de restes externes, en lloc de les col·lisions en un cinturó d'asteroides, no caldrà cap restricció a l'excentricitat orbital del planeta per explicar la distribució de la pols.<ref name=arxiv1011_4882 />

==== Planeta c ====
[[Fitxer:View epsilon eridani c.png|miniatura|Impressió artística sobre el segon planeta sense confirmar vist des d'una hipotètica lluna. El llunyà Epsilon Eridani és visible a l'esquerra, envoltat d'un feble disc de partícules de pols.|alt=A l'esquerra hi ha un punt lluminós envoltat per un cinturó gris nebulós. A la dreta hi ha un planeta blau en forma de mitja lluna. Al fons hi ha el terreny accidentat d'una superfície lunar.]]
Les simulacions per ordinador del disc polsegós que orbita Epsilon Eridani suggereixen que la forma del disc es pot explicar per la presència d'un segon planeta, provisionalment batejat Epsilon Eridani&nbsp;c. Es pot produir aglomeració al disc de pols perquè les partícules de pols queden atrapades en òrbites que tenen períodes [[Ressonància orbital|ressonants]] orbitals amb un planeta en òrbita excèntrica. El postulat Epsilon Eridani&nbsp;c orbitaria a una distància de 40 ua, amb una excentricitat de 0,3 i un període de 280 anys.<ref name=apj578_2_L149 /> La cavitat interna del disc es pot explicar per la presència de planetes addicionals.<ref name=aaa488_2_771 /> Els models actuals de formació de planetes no poden explicar fàcilment com es podria haver creat un planeta a aquesta distància d'Epsilon Eridani. Es creu que el disc s'hagi dissipat molt abans que es pogués formar un planeta gegant. En canvi, el planeta pot haver-se format a una distància orbital d'aproximadament 10 ua, després va migrar cap a l'exterior a causa de la interacció gravitatòria amb el disc o amb altres planetes del sistema.<ref name=mnras347_2_613 />

==== Possible habitabilitat ====
Epsilon Eridani és un objectiu per a programes de recerca de planetes perquè té propietats que permeten formar un planeta semblant a la Terra. Tot i que aquest sistema no va ser escollit com a candidat principal pel cancel·lat [[Terrestrial Planet Finder]], va ser una estrella objectiu per la [[Space Interferometry Mission]] de la NASA per buscar planetes de la mida de la Terra.<ref name=mccarcty2008 /> La proximitat, propietats semblants al Sol i possibilitat de planetes d'Epsilon Eridani també l'han convertit en objecte de múltiples estudis sobre si una [[sonda interestel·lar]] pot ser enviada a Epsilon Eridani.<ref name=jsr22_345 /><ref name=jbis29_94 /><ref name=mcnutt2000 />

El radi orbital al qual coincideix el flux estel·lar de [[constant solar]] d'Epsilon Eridani —on l'emissió coincideix amb la sortida del Sol a la distància orbital de la Terra—és 0,61 unitats astronòmiques (AU).<ref name=aaa511 /> Això és dins de la màxima [[zona habitable]] d'un planeta conjecturat semblant a la Terra que orbita al voltant d'Epsilon Eridani, que actualment s'estén des de prop de 0,5 a 1,0 ua. A mesura que l'Epsilon Eridani envelleix durant un període de 20 mil milions d'anys, la lluminositat neta augmentarà, provocant que aquesta zona s'expandeixi lentament cap a fora en 0,6–1,4 ua.<ref name=ijab2_289 /> La presència d'un gran planeta amb un alta [[òrbita el·líptica]] a la proximitat de la zona habitable d'Epsilon Eridani redueix la probabilitat que un [[planeta terrestre]] tingui una òrbita estable dins de la zona habitable.<ref name=jones_underwood_sleep2003 />

Una estrella jove com Epsilon Eridani pot produir grans quantitats de radiació [[ultraviolat]] que pot ser perjudicial per a la vida, però per altra banda és una estrella més fresca que el nostre Sol i, per tant, produeix menys radiació ultraviolada.<ref name=asp2003 /><ref name="BuccinoLemarchand2006"/> El radi orbital on el flux UV coincideix amb el de la Terra primitiva es troba just sota els 0,5 ua.<ref name=asp2003 /> Com que en realitat és una mica més a prop de l'estrella que de la zona habitable, això ha portat alguns investigadors a concloure que no hi ha prou energia provinent de la radiació ultraviolada que arriba a la zona habitable perquè la vida comenci mai al voltant del jove Epsilon Eridani.<ref name="BuccinoLemarchand2006"/>

== Notes ==
<references group="note"/>

== Referències ==
{{Referències|amplada=25em|refs=

<ref name=aaa474_2_653>{{citar ref|nom1=Floor |cognom1=van Leeuwen
|data=Novembre de 2007 |títol=Validation of the new Hipparcos reduction |volum=474 |exemplar=2 |pàgines=653–664 | bibcode=2007A&A...474..653V | arxiv=0708.1752v1 | doi=10.1051/0004-6361:20078357 |publicació=Astronomy and Astrophysics | postscript=.}} ''Note:'' see VizieR catalogue [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?I/311 I/311].</ref>

<ref name=SIMBAD>{{citar ref| url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=V*+eps+Eri |títol=V* eps Eri – variable of BY Dra type |obra=[[SIMBAD]] |editorial=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |consulta= 6 novembre 2010 | postscript=.}}</ref>


<ref name=gcvs>{{citar ref|títol=GCVS query=eps Eri |obra=[[Catàleg General d'Estrelles Variables|General Catalog of Variable Stars]]|editorial=[[Sternberg Astronomical Institute]], Moscou, Rússia  | url=http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/cgi-bin/search.cgi?search=eps+Eri |consulta=20 maig 2009 | postscript=.}}</ref>

<ref name=rgcrv66>{{citar ref|cognom1=Evans |nom1=D. S.
|data=20–24 juny 1966 | editor1=Batten, Alan Henry |editor2=Heard, John Frederick |títol=The revision of the general catalogue of radial velocities |obra=Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30 | place=University of Toronto |editorial=[[International Astronomical Union]] | bibcode=1967IAUS...30...57E |volum=30 |pàgines=57 | postscript=.}}</ref>

<ref name=RECONS>{{citar ref|autor=Staff |data=8-06-2007 | url=http://www.astro.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm |títol=The one hundred nearest star systems |editorial=[[Research Consortium on Nearby Stars]] |consulta= 29 novembre 2007}}</ref>

<ref name=mnras403_3_1368>{{citar ref|cognom1=Gonzalez |nom1=G.
|cognom2=Carlson |nom2=M. K.
|cognom3=Tobin |nom3=R. W.
|títol=Parent stars of extrasolar planets – X. Lithium abundances and v sini revisited |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volum=403 |exemplar=3 |pàgines=1368–1380 |data=Abril 2010 | doi=10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x | bibcode=2010MNRAS.403.1368G | arxiv=0912.1621 | postscript=.}} See table 3.</ref>

<ref name=aaa505_1_205>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Demory |nom1=B.-O.
|cognom2=Ségransan |nom2=D.
|cognom3=Forveille |nom3=T.
|cognom4=Queloz |nom4=D.
|cognom5=Beuzit |nom5=J.-L.
|cognom6=Delfosse |nom6=X.
|cognom7=di Folco |nom7=E.
|cognom8=Kervella |nom8=P.
|cognom9=Le Bouquin |nom9=J.-B.
| last10=Perrier | first10=C. | last11=Benisty | first11=M. | last12=Duvert | first12=G. | last13=Hofmann | first13=K.-H. | last14=Lopez | first14=B. | last15=Petrov | first15=R. |títol=Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI |publicació=[[Astronomy and Astrophysics]] |volum=505 |exemplar=1 |data=Octubre 2009 |pàgines=205–215 | doi=10.1051/0004-6361/200911976 | bibcode=2009A&A...505..205D | arxiv=0906.0602 | postscript=.}} Vegeu Taula B.1</ref>

<ref name=apj460_993>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Saumon |nom1=D.
|cognom2=Hubbard |nom2=W. B.
|cognom3=Burrows |nom3=A.
|cognom4=Guillot6 |nom4=T.
|cognom5=Lunine |nom5=J. I.
|cognom6=Chabrier |nom6=G.
|títol=A theory of extrasolar giant planets |publicació=The Astrophysical Journal |volum=460 |pàgines=993–1018 |data=Abril 1996 | doi=10.1086/177027 | bibcode=1996ApJ...460..993S | arxiv=astro-ph/9510046| postscript=.}} Vegeu Taula A1, p. 21.</ref>

<ref name=aaa411_3_559>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Kovtyukh |nom1=V. V.
|cognom2=Soubiran |nom2=C.
|cognom3=Belik |nom3=S. I.
|cognom4=Gorlova |nom4=N. I.
|títol=High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios |publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=411 |exemplar=3 |pàgines=559–564 |data=Desembre 2003 | doi=10.1051/0004-6361:20031378 | arxiv=astro-ph/0308429 | bibcode=2003A&A...411..559K | postscript=.}}</ref>

<ref name=aaa415>{{citar ref|cognom1=Santos |nom1=N. C.
|cognom2=Israelian |nom2=G.
|cognom3=Mayor |nom3=M.
|títol=Spectroscopic <nowiki>[Fe/H]</nowiki> for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation |publicació=Astronomy and Astrophysics |data=Març 2004 |volum=415 |exemplar=3 |pàgines=1153–1166 | doi=10.1051/0004-6361:20034469 | arxiv=astro-ph/0311541 | bibcode=2004A&A...415.1153S | postscript=.}}—el percentatge de ferro ve donat per <math>\begin{smallmatrix}10^{-0.13} = 0.74\end{smallmatrix}</math>, o 74%</ref>

<ref name=an328_10>{{citar ref|cognom1=Fröhlich |nom1=H.-E.
|títol=The differential rotation of Epsilon Eri from MOST data |publicació=[[Astronomische Nachrichten]] |volum=328 |exemplar=10 |pàgines=1037–1039 |data= desembre 2007 | doi=10.1002/asna.200710876 | bibcode=2007AN....328.1037F | arxiv=0711.0806 | postscript=.}}</ref>



<ref name=jha17_50_189>{{citar ref|cognom1=Swerdlow |nom1=N. M.
|títol=A star catalogue used by Johannes Bayer |publicació=[[Journal for the History of Astronomy]] |volum=17 |exemplar=50 |pàgines=189–197 |data=Agost 1986 | bibcode=1986JHA....17..189S | postscript=. | doi=10.1177/002182868601700304}} Vegeu p. 192.</ref>

<ref name=ybsc1991>{{citar ref|cognom1=Hoffleit |nom1=D.
|cognom2=Warren Jr. |nom2=W. H.
|títol=Bright star catalogue |any=1991 |edició=5th |editorial=[[Yale University Observatory]] | url=http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50 |consulta=5 juliol 2010 | postscript=.}}</ref>

<ref name=ahco91_1>{{citar ref|cognom1=Cannon |nom1=Annie J.
|enllaçautor1=Annie Jump Cannon
|cognom2=Pickering |nom2=Edward C.
|enllaçautor2=Edward Charles Pickering
|títol=The Henry Draper catalogue 0h, 1h, 2h, and 3h |publicació=[[Annals of Harvard College Observatory]] |any=1918 |volum=91 |pàgines=1–290 | bibcode=1918AnHar..91....1C | postscript=.}}—vegeu p. 236</ref>

<ref name=mras48_77>{{citar ref|cognom1=Gill |nom1=David
|enllaçautor1=David Gill (astronomer)
|cognom2=Elkin |nom2=W. L.
|enllaçautor2=William Lewis Elkin
|títol=Heliometer determinations of stellar parallaxes in the southern hemisphere |editorial=The Royal Astronomical Society |lloc=Londres, RU |any=1884 |pàgines=174–180 | url=https://books.google.cat/books?id=NpMoAAAAYAAJ&pg=PA174 | postscript=.}}<!-- Note: do not replace URL with "https://archive.org/details/heliometerobserv00gillrich": the content differs. --></ref>

<ref name=belkora2002>{{citar ref|nom1=Leila |cognom1=Belkora
|any=2002 |títol=Minding the heavens: the story of our discovery of the Milky Way |lloc=Londres, RU |pàgina=151 |editorial=[[CRC Press]] | isbn=0-7503-0730-7 | postscript=.}}</ref>

<ref name=gill1893>{{citar ref|cognom1=Gill |nom1=David
|any=1893 |títol=Heliometer observations for determination of stellar parallax |pàgina=xvi |editorial=[[Eyre and Spottiswoode]] |lloc=Londres | url=https://books.google.cat/books?id=qHJKAAAAYAAJ | postscript=.}}</ref>

<ref name=gill1884>{{citar ref|cognom1=Gill |nom1=David
|títol=The fixed stars |publicació=[[Nature (revista)|Nature]] |any=1884 |volum=30 |pàgines=156–159 | doi=10.1038/030156a0 |bibcode = 1884Natur..30..156. |exemplar=763 | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=apj46_313>{{citar ref|cognom1=Adams |nom1=W. S.
|enllaçautor1=Walter Sydney Adams
|cognom2=Joy |nom2=A. H.
|enllaçautor2=Alfred Harrison Joy
|títol=The luminosities and parallaxes of five hundred stars |publicació=The Astrophysical Journal |any=1917 |volum=46 |pàgines=313–339 | bibcode=1917ApJ....46..313A | doi=10.1086/142369 | postscript=.}}</ref>

<ref name=aj79_491>{{citar ref|cognom1=van de Kamp |nom1=P.
|títol=Parallax and orbital motion of Epsilon Eridani |publicació=The Astronomical Journal |data=Abril 1974 |volum=79 |pàgines=491–492 | bibcode=1974AJ.....79..491V | doi=10.1086/111571 | postscript=.}}</ref>

<ref name=aj105_3_1188>{{citar ref|cognom1=Heintz |nom1=W. D.
|títol=Photographic astrometry of binary and proper-motion stars. VII |publicació=The Astronomical Journal |volum=105 |exemplar=3 |pàgines=1188–1195 |data=Març 1992 | doi=10.1086/116503 | bibcode=1993AJ....105.1188H | postscript=.}} Vegeu la nota de BD −9°697 a la pàgina 1192.</ref>

<ref name=apj278_L1>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Neugebauer |nom1=G.
|cognom2=Habing |nom2=H. J.
|cognom3=van Duinen |nom3=R.
|cognom4=Aumann |nom4=H. H.
|cognom5=Baud |nom5=B.
|cognom6=Beichman |nom6=C. A.
|cognom7=Beintema |nom7=D. A.
|cognom8=Boggess |nom8=N.
|cognom9=Clegg |nom9=P. E.
| last10=De Jong | first10=T. | last11=Emerson | first11=J. P. | last12=Gautier | first12=T. N. | last13=Gillett | first13=F. C. | last14=Harris | first14=S. | last15=Hauser | first15=M. G. | last16=Houck | first16=J. R. | last17=Jennings | first17=R. E. | last18=Low | first18=F. J. | last19=Marsden | first19=P. L. | last20=Miley | first20=G. | last21=Olnon | first21=F. M. | last22=Pottasch | first22=S. R. | last23=Raimond | first23=E. | last24=Rowan-Robinson | first24=M. | last25=Soifer | first25=B. T. | last26=Walker | first26=R. G. | last27=Wesselius | first27=P. R. | last28=Young | first28=E. |data=Març 1984 |títol=The Infrared Astronomical Satellite (IRAS) mission |publicació=The Astrophysical Journal |volum=278 |pàgines=L1–L6 | bibcode=1984ApJ...278L...1N | doi=10.1086/184209 | postscript=. | hdl=1887/6453 | hdl-access=free}}</ref>

<ref name=pasp97_885>{{citar ref|cognom1=Aumann |nom1=H. H.
|data=Octubre 1985 |títol=IRAS observations of matter around nearby stars |publicació=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] |volum=97 |pàgines=885–891 | bibcode=1985PASP...97..885A | doi=10.1086/131620 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj506_2_L133>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Greaves |nom1=J. S.
|cognom2=Holland |nom2=W. S.
|cognom3=Moriarty-Schieven |nom3=G.
|cognom4=Jenness |nom4=T.
|cognom5=Dent |nom5=W. R. F.
|cognom6=Zuckerman |nom6=B.
|cognom7=McCarthy |nom7=C.
|cognom8=Webb |nom8=R. A.
|cognom9=Butner |nom9=H. M.
| last10=Gear | first10=W. K. | last11=Walker | first11=H. J. |títol=A dust ring around Epsilon Eridani: analog to the young Solar System |publicació=The Astrophysical Journal |data=Octubre 1998 |volum=506 |exemplar=2 |pàgines=L133–L137 | bibcode=1998ApJ...506L.133G | doi=10.1086/311652 |arxiv = astro-ph/9808224 | postscript=.}}</ref>

<ref name=iau202>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Marcy |nom1=Geoffrey W.
|cognom2=Fischer |nom2=Debra A.
|cognom3=Butler |nom3=R. Paul
|cognom4=Vogt |nom4=Steven S.
|títol=Planetary Messages in the Doppler Residuals (Invited Review) |obra=Planetary Systems in the Universe, Proceedings of IAU Symposium No. 202 |data=7–11 agost 2000 | place=Manchester, United Kingdom | editor1=A. Penny |pàgines=20–28 | bibcode=2004IAUS..202...20M |volum=202 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj133_6_2442>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Janson |nom1=Markus
|cognom2=Brandner |nom2=Wolfgang
|cognom3=Henning |nom3=Thomas
|cognom4=Lenzen |nom4=Rainer
|cognom5=McArthur |nom5=Barbara
|cognom6=Benedict |nom6=G. Fritz
|cognom7=Reffert |nom7=Sabine
|cognom8=Nielsen |nom8=Eric
|cognom9=Close |nom9=Laird
| last10=Biller | first10=Beth | last11=Kellner | first11=Stephan | last12=Günther | first12=Eike | last13=Hatzes | first13=Artie | last14=Masciadri | first14=Elena | last15=Geissler | first15=Kerstin | last16=Hartung | first16=Markus |títol=NACO-SDI Direct Imaging Search for the Exoplanet ε Eri b |publicació=The Astronomical Journal |volum=133 |exemplar=6 |pàgines=2442–2456 |data=Juny 2007 | doi=10.1086/516632 | bibcode=2007AJ....133.2442J | postscript=. |arxiv = astro-ph/0703300}}</ref>

<ref name=aj132_2206>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Benedict |nom1=G. Fritz
|cognom2=McArthur |nom2=Barbara E.
|cognom3=Gatewood |nom3=George
|cognom4=Nelan |nom4=Edmund
|cognom5=Cochran |nom5=William D.
|cognom6=Hatzes |nom6=Artie
|cognom7=Endl |nom7=Michael
|cognom8=Wittenmyer |nom8=Robert
|cognom9=Baliunas |nom9=Sallie L.
| last10=Walker | first10=Gordon A. H. | last11=Yang | first11=Stephenson | last12=Kürster | first12=Martin | last13=Els | first13=Sebastian | last14=Paulson | first14=Diane B. |data=Novembre 2006 |títol=The extrasolar planet e Eridani b – orbit and mass |publicació=The Astronomical Journal |volum=132 |exemplar=5 |pàgines=2206–2218 | bibcode=2006AJ....132.2206B | doi=10.1086/508323 | arxiv=astro-ph/0610247 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj578_2_L149>{{citar ref|cognom1=Quillen |nom1=A. C.
|cognom2=Thorndike |nom2=Stephen
|títol=Structure in the ε Eridani dusty disk caused by mean motion resonances with a 0.3 eccentricity planet at periastron |publicació=The Astrophysical Journal |volum=578 |exemplar=2 |data=Octubre 2002 |pàgines=L149–L142 | bibcode=2002ApJ...578L.149Q| doi=10.1086/344708 | arxiv=astro-ph/0208279 | postscript=.}}</ref>

<ref name=marschall_maran2009>{{citar ref|nom1=Laurence A. |cognom1=Marschall
|nom2=Stephen P. |cognom2=Maran
|títol=Pluto confidential: an insider account of the ongoing battles over the status of Pluto |pàgina=171 |editorial=BenBella Books |any=2009 | isbn=978-1-933771-80-9 | url=https://books.google.cat/books?id=wUNkTUkzT_4C&pg=PA171 | postscript=.}}</ref>

<ref name=gugliucci20100524>{{citar ref|cognom1=Gugliucci |nom1=Nicole
|data= 24 maig 2010 |títol=Frank Drake returns to search for extraterrestrial life |obra=[[Discovery News]] |editorial=Discovery Communications, LLC | url=http://news.discovery.com/space/frank-drake-returns-to-search-for-extraterrestrial-life.html |consulta=5 juliol 2010 | postscript=.}}</ref>

<ref name=heidmann_dunlop1995>{{citar ref|cognom1=Heidmann |nom1=Jean
|cognom2=Dunlop |nom2=Storm
|any=1995 |títol=Extraterrestrial intelligence |pàgina=113 |editorial=[[Cambridge University Press]] |lloc=Cambridge, RU | isbn=0-521-58563-5 | postscript=.}}</ref>

<ref name=dole1964>{{citar ref|cognom1=Dole |nom1=Stephen H.
|any=1964 |títol=Habitable planets for man |pàgines=110 & 113 |editorial=Blaisdell Publishing Company |lloc=Nova York, N.Y. |edició=1st | url=https://www.rand.org/pubs/commercial_books/CB179-1/ |consulta=22 juliol 2008 | isbn=0-444-00092-5 | postscript=.}}</ref>

<ref name=baas20_1043>{{citar ref|cognom1=Forbes |nom1=M. A.
|cognom2=Westpfahl |nom2=D. J.
|títol=A test of McLaughlin's strategy for timing SETI experiments |publicació=[[Bulletin of the American Astronomical Society]] |volum=20 |pàgina=1043 |data=Setembre 1988 | bibcode=1988BAAS...20.1043F | postscript=.}}</ref>

<ref name=jsr22_345>{{citar ref|cognom1=Forward |nom1=R. L.
| s2cid=54692367
|enllaçautor1=Robert L. Forward
|títol=Starwisp – an ultra-light interstellar probe |publicació=Journal of Spacecraft and Rockets |volum=22 |data=Maig–juny 1985 |pàgines=345–350 | doi=10.2514/3.25754 | bibcode=1985JSpRo..22..345F |exemplar=3 | postscript=.}}</ref>

<ref name=jbis29_94>{{citar ref|cognom1=Martin |nom1=A. R.
|títol=Project Daedalus – The ranking of nearby stellar systems for exploration |publicació=[[Journal of the British Interplanetary Society]] |volum=29 |data=Febrer 1976 |pàgines=94–100 | bibcode=1976JBIS...29...94M | postscript=.}}</ref>

<ref name=aa20110125>{{citar ref|cognom1=Long |nom1=K. F.
|cognom2=Obousy |nom2=R. K.
|cognom3=Hein |nom3=A.
|títol=''Project Icarus'': Optimisation of nuclear fusion propulsion for interstellar missions |publicació=[[Acta Astronautica]] |data=25-01-2011 | doi=10.1016/j.actaastro.2011.01.010 |volum=68 |exemplar=11-12 |pàgines=1820–1829 | postscript=. |bibcode = 2011AcAau..68.1820L}}</ref>

<ref name=henry_asp19930916>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Henry|nom1=T.
|cognom2=Soderblom |nom2=D.
|cognom3=Baliunas |nom3=S.
|cognom4=Davis |nom4=R.
|cognom5=Donahue |nom5=R.
|cognom6=Latham |nom6=D.
|cognom7=Stefanik |nom7=R.
|cognom8=Torres |nom8=G.
|cognom9=Duquennoy |nom9=A.
| last10=Mayor | first10=M. | last11=Andersen | first11=J. | last12=Nordstrom | first12=B. | last13=Olsen | first13=E. |citació=The current state of target selection for NASA's high resolution microwave survey |títol=Progress in the Search for Extraterrestrial Life |pàgines=207–218 |editorial=[[Astronomical Society of the Pacific]] |data=16–20 agost 1993 |lloc=Santa Cruz, Califòrnia | bibcode=1995ASPC...74..207H |volum=74 | series=Astronomical Society of the Pacific Conference Series | postscript=.}}</ref>

<ref name=whitehouse_bbc20040325>{{citar ref|cognom1=Whitehouse |nom1=David
|data=25-03-2004 |títol=Radio search for ET draws a blank |editorial=BBC News | url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3567729.stm |consulta=22 juliol 2008 | postscript=.}}</ref>

<ref name=mnras398_3_1495>{{citar ref|cognom1=Vieytes |nom1=Mariela C.
|cognom2=Mauas |nom2=Pablo J. D.
|cognom3=Díaz |nom3=Rodrigo F.
|títol=Chromospheric changes in K stars with activity |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volum=398 |exemplar=3 |pàgines=1495–1504 |data=Setembre 2009 | doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15207.x | bibcode=2009MNRAS.398.1495V | arxiv=0906.1760 | postscript=.}}</ref>

<ref name=campbell1899>{{citar ref|cognom1=Campbell |nom1=William Wallace
|enllaçautor1=William Wallace Campbell |any=1899 |pàgines=109–110 |títol=The elements of practical astronomy |editorial=[[The MacMillan Company]] |lloc=Nova York, N.Y. | postscript=.}}</ref>

<ref name=narisada2004>{{citar ref|cognom1=Narisada |nom1=Kohei
|cognom2=Schreuder |nom2=Duco
|títol=Light Pollution Handbook
|pàgines=118–132 |any=2004 |publicació=Light Pollution Handbook |editorial=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |lloc=Dordrecht, Països Baixos | isbn=1-4020-2665-X | postscript=.
| bibcode=2004ASSL..322.....N
|volum=322
|doi = 10.1007/978-1-4020-2666-9 | series=Astrophysics and Space Science Library
| doi-access=free}}</ref>

<ref name=karttunen_oja2007>{{citar ref|cognom1=Karttunen |nom1=Hannu
|cognom2=Oja |nom2=H.
|títol=Fundamental astronomy |edició=5th |editorial=Springer |lloc=Heidelberg, Alemanya |any=2007 | isbn=978-3-540-34143-7 |pàgines=209–213, 247–249 | postscript=.}}</ref>

<ref name=aaa318_429>{{citar ref|cognom1=Rüedi |nom1=I.
|cognom2=Solanki |nom2=S. K.
|cognom3=Mathys |nom3=G.
|cognom4=Saar |nom4=S. H.
|títol=Magnetic field measurements on moderately active cool dwarfs |publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=318 |pàgines=429–442 |data=Febrer 1997 | bibcode=1997A&A...318..429R | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj591_2_1248>{{citar ref|cognom1=Wang |nom1=Y.-M.
|cognom2=Sheeley |nom2=N. R., Jr.
|títol=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum |publicació=The Astrophysical Journal |volum=591 |exemplar=2 |pàgines=1248–1256 |data=Juliol 2003 | doi=10.1086/375449 | bibcode=2003ApJ...591.1248W | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=apj1_439_2_939>{{citar ref|cognom1=Valenti |nom1=Jeff A.
|cognom2=Marcy |nom2=Geoffrey W.
|cognom3=Basri |nom3=Gibor
|títol=Infrared zeeman analysis of Epsilon Eridani |publicació=The Astrophysical Journal |data=Febrer 1995 |volum=439 |exemplar=2 |pàgines=939–956 | bibcode=1995ApJ...439..939V | doi=10.1086/175231 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj441>{{citar ref|cognom1=Gray |nom1=David F.
|cognom2=Baliunas |nom2=Sallie L.
|títol=Magnetic activity variations of Epsilon Eridani |publicació=The Astrophysical Journal |data=Març 1995 |volum=441 |exemplar=1 |pàgines=436–442 | bibcode=1995ApJ...441..436G | doi=10.1086/175368 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj102_5_1813>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Frey |nom1=Gary J.
|cognom2=Hall |nom2=Douglas S.
|cognom3=Mattingly |nom3=Phil
|cognom4=Robb |nom4=Steve
|cognom5=Wood |nom5=Jim
|cognom6=Zeigler |nom6=Kenneth
|cognom7=Grim |nom7=Bruce
|títol=The rotation period of Epsilon Eri from photometry of its starspots |publicació=The Astrophysical Journal |data=Novembre 1991 |volum=102 |pàgines=1813–1815 | bibcode=1991AJ....102.1813F |exemplar=5 |doi = 10.1086/116005 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj1_412_2_797>{{citar ref|cognom1=Drake |nom1=Jeremy J.
|cognom2=Smith |nom2=Geoffrey
|títol=The fundamental parameters of the chromospherically active K2 dwarf Epsilon Eridani |publicació=The Astrophysical Journal |data=Agost 1993 |volum=412 |exemplar=2 |pàgines=797–809 | bibcode=1993ApJ...412..797D | doi=10.1086/172962 | postscript=.}}</ref>

<ref name=aaa358_850>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Rocha-Pinto |nom1=H. J.
|cognom2=MacIel |nom2=W. J.
|cognom3=Scalo |nom3=J.
|cognom4=Flynn |nom4=C.
|títol=Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk. I. Sample description and chromospheric age-metallicity relation |publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=358 |pàgines=850–868 |data=Juny 2000 | bibcode=2000A&A...358..850R | postscript=. |arxiv = astro-ph/0001382}}</ref>

<ref name=cjaa8_5_591>{{citar ref|cognom1=Gai |nom1=Ning
|cognom2=Bi |nom2=Shao-Lan
|cognom3=Tang |nom3=Yan-Ke
|títol=Modeling ε Eri and asteroseismic tests of element diffusion |publicació=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics |volum=8 |exemplar=5 |pàgines=591–602 |data=Octubre 2008 | doi=10.1088/1009-9271/8/5/10 | bibcode=2008ChJAA...8..591G | arxiv=0806.1811 | postscript=.}}</ref>


<ref name=apj243_234>{{citar ref|cognom1=Johnson |nom1=H. M.
|títol=An X-ray sampling of nearby stars |publicació=Astrophysical Journal, Part 1 |volum=243 |data=01-01-1981 |pàgines=234–243 | doi=10.1086/158589 | bibcode=1981ApJ...243..234J | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj457_882>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Schmitt |nom1=J. H. M. M.
|cognom2=Drake |nom2=J. J.
|cognom3=Stern |nom3=R. A.
|cognom4=Haisch |nom4=B. M.
|títol=The extreme-ultraviolet spectrum of the nearby K Dwarf ε Eridani
|publicació=Astrophysical Journal |volum=457 |pàgina=882 |data=Febrer 1996 | doi=10.1086/176783 | bibcode=1996ApJ...457..882S | postscript=.}}</ref>

<ref name=mnras385_4_1691>{{citar ref|cognom1=Ness |nom1=J.-U.
|cognom2=Jordan |nom2=C.
|títol=The corona and upper transition region of ε Eridani |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volum=385 |exemplar=4 |pàgines=1691-1708 |data=Abril 2008 | doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12757.x | bibcode=2008MNRAS.385.1691N | arxiv=0711.3805 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj574_1>{{citar ref|cognom1=Wood |nom1=Brian E.
|cognom2=Müller |nom2=Hans-Reinhard
|cognom3=Zank |nom3=Gary P.
|cognom4=Linsky |nom4=Jeffrey L.
|títol=Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age and activity |publicació=The Astrophysical Journal |data=Juliol 2002 |volum=574 |exemplar=1 |pàgines=412–425 | doi=10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W | arxiv=astro-ph/0203437 | postscript=.}} See p. 10.</ref>

<ref name=ab6_2_308>{{citar ref|cognom1=de Mello |nom1=G. F. Porto
|cognom2=del Peloso |nom2=E. F.
|cognom3=Ghezzi |nom3=Luan
|títol=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun |publicació=[[Astrobiology (revista)|Astrobiology]] |any=2006 |volum=6 |exemplar=2 |pàgines=308–331 | doi=10.1089/ast.2006.6.308 | pmid=16689649 | arxiv=astro-ph/0511180 | bibcode=2006AsBio...6..308P | postscript=.}}</ref>

<ref name=an325_1_3>{{citar ref|cognom1=Fuhrmann |nom1=K.
|títol=Nearby stars of the Galactic disk and halo. III |publicació=Astronomische Nachrichten |volum=325 |exemplar=1 |pàgines=3–80 |data=Gener 2004 | doi=10.1002/asna.200310173 | bibcode=2004AN....325....3F | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj125_4_1980>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=King |nom1=Jeremy R.
|cognom2=Villarreal |nom2=Adam R.
|cognom3=Soderblom |nom3=David R.
|cognom4=Gulliver |nom4=Austin F.
|cognom5=Adelman |nom5=Saul J.
|títol=Stellar kinematic groups. II. A reexamination of the membership, activity, and age of the Ursa Major group |publicació=The Astronomical Journal |volum=125 |exemplar=4 |pàgines=1980–2017 |data=Abril 2003 | doi=10.1086/368241 | bibcode=2003AJ....125.1980K | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=asp2001_227>{{citar ref|cognom1=Deltorn |nom1=J.-M.
|cognom2=Greene |nom2=P.
| editor1=Jayawardhana, Ray |editor2=Greene, Thoas |citació=Search for nemesis encounters with Vega, epsilon Eridani, and Fomalhaut |títol=Young Stars Near Earth: Progress and Prospects |pàgines=227–232 |data=16-05-2001 |series= Astronomical Society of the Pacific Conference Series|editorial=Astronomical Society of the Pacific | place=San Francisco, CA | arxiv=astro-ph/0105284 | isbn=1-58381-082-X | postscript=.
| bibcode=2001ASPC..244..227D
|volum=244}}</ref>

<ref name=aaa379>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=García-Sánchez |nom1=J.
|cognom2=Weissman |nom2=P. R.
|cognom3=Preston |nom3=R. A.
|cognom4=Jones |nom4=D. L.
|cognom5=Lestrade |nom5=J.-F.
|cognom6=Latham |nom6=D. W.
|cognom7=Stefanik |nom7=R. P.
|cognom8=Paredes |nom8=J. M.
|títol=Stellar encounters with the Solar System |publicació=Astronomy and Astrophysics |data=Novembre 2001 |volum=379 |pàgines=634–659 | bibcode=2001A&A...379..634G | doi=10.1051/0004-6361:20011330 |exemplar=2 | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=cne2008>{{citar ref|cognom1=Wright |nom1=Jason
|cognom2=Marcy |nom2=Geoff
|títol=Catalog of nearby exoplanets |editorial=California Planet Survey consortium |data=Juliol 2010 | url=http://exoplanets.org |consulta= 7 novembre 2010 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj646_505>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Butler |nom1=R. P.
|cognom2=Wright |nom2=J. T.
|cognom3=Marcy |nom3=G. W.
|cognom4=Fischer |nom4=D. A.
|cognom5=Vogt |nom5=S. S.
|cognom6=Tinney |nom6=C. G.
|cognom7=Jones |nom7=H. R. A.
|cognom8=Carter |nom8=B. D.
|cognom9=Johnson |nom9=J. A.
| last10=McCarthy | first10=C. | last11=Penny | first11=A. J. |any=2006 |títol=Catalog of nearby exoplanets
|publicació=The Astrophysical Journal |volum=646
|exemplar=1 |pàgines=505–522 | bibcode=2006ApJ...646..505B
| doi=10.1086/504701 | arxiv=astro-ph/0607493 | postscript=.}}</ref>

<ref name=arxiv1011_4882>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Reidemeister |nom1=M.
|cognom2=Krivov |nom2=A. V.
|cognom3=Stark |nom3=C. C.
|cognom4=Augereau |nom4=J.-C.
|cognom5=Löhne |nom5=T.
|cognom6=Müller |nom6=S.
|títol=The cold origin of the warm dust around ε Eridani |publicació=Astronomy & Astrophysics |volum=527 |data=Març 2011 | arxiv=1011.4882 | doi=10.1051/0004-6361/201015328 | bibcode=2011A&A...527A..57R |pàgines=A57 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj619_2_L187>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Davis |nom1=G. R. |cognom2=Holland |nom2=W. S. |cognom3=Wyatt |nom3=M. C. |cognom4=Dent |nom4=W. R. F. |cognom5=Robson |nom5=E. I. |cognom6=Coulson |nom6=I. M. |cognom7=Jenness |nom7=T. |cognom8=Moriarty-Schieven |nom8=G. H. |cognom9=Davis |nom9=G. R.
| last10=Butner | first10=H. M. | last11=Gear | first11=W. K. | last12=Dominik | first12=C. | last13=Walker | first13=H. J. |títol=Structure in the ε Eridani debris disk |publicació=The Astrophysical Journal |data=Febrer 2005 |volum=619 |exemplar=2 |pàgines=L187–L190 | bibcode=2005ApJ...619L.187G | doi=10.1086/428348 | arxiv=astro-ph/0208279 | postscript=.}}</ref>

<ref name=emp92_1_1>{{citar ref|cognom1=Morbidelli |nom1=A.
|cognom2=Brown |nom2=M. E.
|cognom3=Levison |nom3=H. F.
|títol=The Kuiper Belt and its primordial sculpting |publicació=[[Earth, Moon, and Planets]] |volum=92 |exemplar=1 |pàgines=1–27 |data=Juny 2003 | doi=10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80 | bibcode=2003EM&P...92....1M | postscript=.}}</ref>

<ref name=mnras348_3_L39>{{citar ref|cognom1=Coulson |nom1=I. M.
|cognom2=Dent |nom2=W. R. F.
|cognom3=Greaves |nom3=J. S.
|títol=The absence of CO from the dust peak around ε Eri |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volum=348 |exemplar=3 |pàgines=L39–L42 |data=Març 2004 | doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07563.x | bibcode=2004MNRAS.348L..39C | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=apjl_537_L147>{{citar ref|cognom1=Ozernoy |nom1=Leonid M.
|cognom2=Gorkavyi |nom2=Nick N.
|cognom3=Mather |nom3=John C.
|cognom4=Taidakova |nom4=Tanya A.
|títol=Signatures of exosolar planets in dust debris disks |publicació=The Astrophysical Journal Letters |data=Juliol 2000 |volum=537 |exemplar=2 |pàgines=L147–L151 | doi=10.1086/312779 | bibcode=2000ApJ...537L.147O | arxiv=astro-ph/0007014 | postscript=.}}</ref>

<ref name=aj140_4_1007>{{citar ref|cognom1=Kuchner |nom1=Marc J.
|cognom2=Stark |nom2=Christopher C.
|títol=Collisional grooming models of the Kuiper Belt dust cloud |publicació=The Astronomical Journal |volum=140 |exemplar=4 |pàgines=1007–1019 |data=Octubre 2010 | doi=10.1088/0004-6256/140/4/1007 | bibcode=2010AJ....140.1007K | postscript=. |arxiv = 1008.0904}}</ref>

<ref name=aaa499_2_L13>{{citar ref|cognom1=Brogi |nom1=M.
|cognom2=Marzari |nom2=F.
|cognom3=Paolicchi |nom3=P.
|títol=Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani |publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=499 |exemplar=2 |pàgines=L13–L16 |data=Maig 2009 | doi=10.1051/0004-6361/200811609 | bibcode=2009A&A...499L..13B | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=spitzer20081027>{{citar ref|cognom1=Clavin |nom1=Whitney
|data=27-10-2008 | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20081027.html |títol=Closest planetary system hosts two asteroid belts |obra=NASA/JPL-Caltech |consulta=4 juliol 2010 | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj693_2_1500>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Liu |nom1=Wilson M.
|cognom2=Hinz |nom2=Philip M.
|cognom3=Hoffmann |nom3=William F.
|cognom4=Brusa |nom4=Guido
|cognom5=Miller |nom5=Doug
|cognom6=Kenworthy |nom6=Matthew A.
|títol=Observations of Main-Sequence Stars and Limits on Exozodical Dust with Nulling Interferometry |publicació=The Astrophysical Journal |volum=693 |exemplar=2 |pàgines=1500–1507 |data=Març 2009 | doi=10.1088/0004-637X/693/2/1500 | bibcode=2009ApJ...693.1500L | postscript=. | doi-access=free}}</ref>

<ref name=setiawan2008>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Setiawan |nom1=J.
|cognom2=Weise |nom2=P.
|cognom3=Henning |nom3=Th.
|cognom4=Hatzes |nom4=A. P.
|cognom5=Pasquini |nom5=L.
|cognom6=Silva |nom6=L. Da
|cognom7=Girardi |nom7=L.
|cognom8=von der Lühe |nom8=O.
|cognom9=Döllinger |nom9=M. P.
| last10=Weiss | first10=A. | last11=Biazzo | first11=K. |any=2008 |publicació=Precision Spectroscopy in Astrophysics | editor1=Santos, N.C. |editor2=Pasquini, L. |editor3=Correia, A. |editor4=Romaniello, M | place=Garching, Germany |editorial=[[Observatori Europeu Austral]] |pàgines=201–204 | doi=10.1007/978-3-540-75485-5_43 | bibcode=2008psa..conf..201S | arxiv=0704.2145 | series=ESO Astrophysics Symposia | isbn=978-3-540-75484-8 |títol=Planets Around Active Stars | postscript=.}}</ref>

<ref name=apj688_1_583>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Heinze |nom1=A. N.
|cognom2=Hinz |nom2=Philip M.
|cognom3=Kenworthy |nom3=Matthew
|cognom4=Miller |nom4=Douglas
|cognom5=Sivanandam |nom5=Suresh
|títol=Deep L'- and M-band imaging for planets around Vega and ε Eridani |publicació=The Astrophysical Journal |volum=688 |exemplar=1 |pàgines=583–596 |data=Novembre 2008 | doi=10.1086/592100 | bibcode=2008ApJ...688..583H | arxiv=0807.3975 | postscript=.}}</ref>

<ref name=mnras347_2_613>{{citar ref|cognom1=Veras |nom1=Dimitri
|cognom2=Armitage |nom2=Philip J.
|títol=Outward migration of extrasolar planets to large orbital radii |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volum=347 |exemplar=2 |pàgines=613–624 |data=Gener 2004 | doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07239.x | bibcode=2004MNRAS.347..613V | arxiv=astro-ph/0310161 | postscript=.}}</ref>

<ref name=mccarcty2008>{{citar ref|cognom1=McCarthy |nom1=Chris |any=2008 | url=http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/ |títol=Space Interferometry Mission: key science project |editorial=Exoplanets Group, [[San Francisco State University]] |consulta=22 juliol 2008 | postscript=. | url-status=dead |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20070810132311/http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/ |arxiudata=10 agost 2007 | df=mdy-all}}</ref>

<ref name=mcnutt2000>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=McNutt |nom1=R. L.
|cognom2=Andrews |nom2=G. B.
|cognom3=McAdams |nom3=J.
|cognom4=Gold |nom4=R. E.
|cognom5=Santo |nom5=A.
|cognom6=Oursler |nom6=D.
|cognom7=Heeres |nom7=K.
|cognom8=Fraeman |nom8=M.
|cognom9=Williams |nom9=B.
|títol=A realistic interstellar explorer |publicació=AIP Conference Proceedings |data=19-01-2000 |volum=504 |pàgines=917–924 | doi=10.1063/1.1302595 | bibcode=2000AIPC..504..917M | postscript=.}}</ref>

<ref name=aaa511>{{citar ref| display-authors=1
|cognom1=Kitzmann |nom1=D.
|cognom2=Patzer |nom2=A. B. C.
|cognom3=von Paris |nom3=P.
|cognom4=Godolt |nom4=M.
|cognom5=Stracke |nom5=B.
|cognom6=Gebauer |nom6=S.
|cognom7=Grenfell |nom7=J. L.
|cognom8=Rauer |nom8=H.
|títol=Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. I. Climatic effects of multi-layered clouds for Earth-like planets and implications for habitable zones |publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=511 |data=Febrer 2010 |pàgines=511A66.1–511A66.14 | doi=10.1051/0004-6361/200913491 | arxiv=1002.2927 | bibcode=2010A&A...511A..66K | postscript=.}} Vegeu taula 3.</ref>

<ref name=ijab2_289>{{citar ref|cognom1=Underwood |nom1=David R.
|cognom2=Jones |nom2=Barrie W.
|cognom3=Sleep |nom3=P. Nick
|títol=The evolution of habitable zones during stellar lifetimes and its implications on the search for extraterrestrial life |publicació=[[International Journal of Astrobiology]] |any=2003 |volum=2 |exemplar=4 |pàgines=289–299 | doi=10.1017/S1473550404001715 | arxiv=astro-ph/0312522 | bibcode=2003IJAsB...2..289U | postscript=.}}</ref>

<ref name=jones_underwood_sleep2003>{{citar ref|cognom1=Jones |nom1=Barrie W.
|cognom2=Underwood |nom2=David R.
|cognom3=Sleep |nom3=P. Nick
|títol=The stability of the orbits of Earth-mass planets in and near the habitable zones of known exoplanetary systems |publicació=Proceedings of the Conference on Towards Other Earths: DARWIN/TPF and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets |volum=539|pàgines=625–630 |editorial=Dordrecht, [[D. Reidel]] Publishing Co |data=22–25 abril 2003 |lloc=Heidelberg, Alemanya | arxiv=astro-ph/0305500 | isbn=92-9092-849-2 | postscript=. |bibcode = 2003ESASP.539..625J}}</ref>

<ref name=baas25_1319>{{citar ref|cognom1=Garrison |nom1=R. F.
|títol=Anchor Points for the MK System of Spectral Classification |publicació=Bulletin of the American Astronomical Society |volum=25 |pàgina=1319 |data=Desembre 1993 | bibcode=1993AAS...183.1710G | url=http://www.astro.utoronto.ca/~garrison/mkstds.html |consulta=4 febrer 2012 | postscript=.}}</ref>

<ref name="birney">{{citar ref|cognom1=Birney |nom1=D. Scott |cognom2=González |nom2=Guillermo |cognom3=Oesper |nom3=David |títol=Observational astronomy |pàgina=75 |edició=2a edició|editorial=Cambridge University Press |lloc=Cambridge, RU |any=2006 | isbn=0-521-85370-2 | url=https://books.google.cat/books?id=cc9L8QWcZWsC&pg=RA1-PA75 | postscript=.}}</ref>


<ref name=Baines>{{citar ref|cognom1=Baines|nom1=Ellyn K. |cognom2=Armstrong |nom2=J. Thomas |títol=Confirming Fundamental Parameters of the Exoplanet Host Star epsilon Eridani Using the Navy Optical Interferometer|publicació=The Astrophysical Journal|volum=748 |exemplar=1 |pàgines=72 |any=2011| arxiv=1112.0447 |bibcode = 2012ApJ...748...72B |doi = 10.1088/0004-637X/748/1/72 | postscript=.}}</ref>

<ref name=Baily1843>{{ref-publicació|cognom=Baily |nom=Francis |enllaçautor=Francis Baily |títol=The Catalogues of Ptolemy, Ulugh Beigh, Tycho Brahe, Halley, Hevelius, Deduced from the Best Authorities. With Various Notes and Corrections, and a Preface to Each Catalogue. To Which is Added the Synonym of each Star, in the Catalogues of Flamsteed of Lacaille, as far as the same can be ascertained |any=1843 |publicació=[[Memoirs of the Royal Astronomical Society]] |volum=13 |pàgines=1 |bibcode=1843MmRAS..13....1B}} ''(Epsilon Eridani: pel catàleg de Ptolemeu, vegeu la pàgina 60, pel de Ulugh Beg – pàgina 109, pel de Tycho Brahe – pàgina 156, pel de Hevelius – pàgina 209)''.</ref>

<ref name=Verbunt2012>{{ref-publicació|cognom1=Verbunt |nom1=F. |cognom2=van Gent |nom2=R. H. |títol=The star catalogues of Ptolemaios and Ulugh Beg. Machine-readable versions and comparison with the modern Hipparcos Catalogue |any=2012 |publicació=[[Astronomy & Astrophysics]] |volum=544 |pàgines=A31 |arxiv=1206.0628 |doi=10.1051/0004-6361/201219596 |bibcode=2012A&A...544A..31V}}</ref>

<ref name=Verbunt2010a>{{ref-publicació|cognom1=Verbunt |nom1=F. |cognom2=van Gent |nom2=R. H. |títol=Three editions of the star catalogue of Tycho Brahe. Machine-readable versions and comparison with the modern Hipparcos Catalogue |any=2010 |publicació=[[Astronomy & Astrophysics]] |volum=516 |pàgines=A28 |doi=10.1051/0004-6361/201014002 |bibcode=2010A&A...516A..28V|arxiv=1003.3836}}</ref>

<ref name=Verbunt2010b>{{ref-publicació|cognom1=Verbunt |nom1=F. |cognom2=van Gent |nom2=R. H. |títol=The star catalogue of Hevelius. Machine-readable version and comparison with the modern Hipparcos Catalogue |any=2010 |publicació=[[Astronomy & Astrophysics]] |volum=516 |pàgines=A29 |doi=10.1051/0004-6361/201014003 |bibcode=2010A&A...516A..29V|arxiv=1003.3841}}</ref>

<ref name=Bayer1603>[[Johann Bayer|Bayer, Johann]] (1603). [[Uranometria|"Uranometria: omnium asterismorum continens schemata, nova methodo delineata, aereis laminis expressa"]]. Uranometria al [[Linda Hall Library]]: [http://lhldigital.lindahall.org/cdm/ref/collection/astro_atlas/id/118 enllaç] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180724203818/http://lhldigital.lindahall.org/cdm/ref/collection/astro_atlas/id/118 |date=2018-07-24 }}. Pàgines sobre constel·lació [[Eridà (constel·lació)|Eridà]]: [http://lhldigital.lindahall.org/utils/ajaxhelper/?CISOROOT=astro_atlas&CISOPTR=82&action=2&DMSCALE=100&DMWIDTH=4096&DMHEIGHT=4096&DMX=0&DMY=0&DMTEXT=&DMROTATE=0 Table]{{Enllaç no actiu|date=de maig 2024 |bot=InternetArchiveBot }}, [http://lhldigital.lindahall.org/utils/ajaxhelper/?CISOROOT=astro_atlas&CISOPTR=83&action=2&DMSCALE=100&DMWIDTH=4096&DMHEIGHT=4096&DMX=0&DMY=0&DMTEXT=&DMROTATE=0 Map] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200917000037/http://lhldigital.lindahall.org/utils/ajaxhelper/?CISOROOT=astro_atlas&CISOPTR=83&action=2&DMSCALE=100&DMWIDTH=4096&DMHEIGHT=4096&DMX=0&DMY=0&DMTEXT=&DMROTATE=0 |date=2020-09-17 }}.</ref>

<ref name=Al-Biruni1030>{{abbr|Звёздный каталог ал-Бируни с приложением каталогов Хайяма и ат-Туси|Catàleg estel·lar d'Al-Biruni amb suplement de catàlegs de Khayyam i Al-Tusi}}. [http://www.astromyth.ru/books/AlBiruni.djvu djvu] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160304030348/http://www.astromyth.ru/books/AlBiruni.djvu |date=4-03-2016}}.
 ''(Epsilon Eridani: vegeu la pàgina 135)''.</ref>

<ref name=Lacaille1755>[[Nicolas Louis de Lacaille|Lacaille, Nicolas Louis de]]. (1755). "Ephemerides des mouvemens celestes, pour dix années, depuis 1755 jusqu'en 1765, et pour le meridien de la ville de Paris". Paris. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=CGHtdxdcc5UC CGHtdxdcc5UC]. ''(Epsilon Eridani: vegeu la pàgina LV de "Introduction")''.</ref>

<ref name=Lacaille1757>[[Nicolas Louis de Lacaille|Lacaille, Nicolas Louis de]]. (1757). "Astronomiæ fundamenta". Paris. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=-VQ_AAAAcAAJ -VQ_AAAAcAAJ]. ''(Epsilon Eridani: vegeu la pàgina 233 (al catàleg), vegeu també les pàgines 96, 153–154, 189, 231)''.</ref>

<ref name=Bessel1818>[[Friedrich Bessel|Bessel, Friedrich Wilhelm]] (1818). "Fundamenta astronomiae pro anno MDCCLV deducta ex observationibus viri incomparabilis James Bradley in specula astronomica Grenovicensi per annos 1750–1762 institutis". Frid. Nicolovius. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=UHRYAAAAcAAJ UHRYAAAAcAAJ]. Pàgina amb Epsilon Eridani: [http://google.cat/books?id=UHRYAAAAcAAJ&pg=PA{{#expr:158+16}}#v=onepage&q&f=false 158].</ref>

<ref name=Baily1831>{{ref-publicació|cognom=Baily |nom=Francis |enllaçautor=Francis Baily |títol=On Lacaille's catalogue of 398 stars |any=1831 |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volum=2 |exemplar= 5|pàgines=33–34 |bibcode=1831MNRAS...2...33B |doi=10.1093/mnras/2.5.33|doi-access=free}} ''(Epsilon Eridani: vegeu pàgina 110)''.</ref>

<ref name="Lalande1801">[[Joseph Jérôme Le Français de Lalande|Lalande, Joseph Jérôme Le Français de]] (1801). "[[Histoire Céleste Française]]". Paris, Imprimerie de la République. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=f9AMAAAAYAAJ f9AMAAAAYAAJ]. Pàgines amb Epsilon Eridani: [http://google.cat/books?id=f9AMAAAAYAAJ&pg=PA274#v=onepage&q&f=false 246], [http://google.cat/books?id=f9AMAAAAYAAJ&pg=PA276#v=onepage&q&f=false 248], [http://google.cat/books?id=f9AMAAAAYAAJ&pg=PA335#v=onepage&q&f=false 307]</ref>

<ref name=Baily1847>[[Francis Baily|Baily, Francis]]; [[Joseph Jérôme Le Français de Lalande|Lalande, Joseph Jérôme Le Français de]] (1847). "Catàleg d'aquestes estrelles de la Histoire Celeste Francaise de Jerome Delalande, per a les quals s'han publicat taules de reducció a l'època de 1800 del Prof. Schumacher". ''Londres (1847)''. [[Bibcode]]:[http://adsabs.harvard.edu/abs/1847cshc.book.....B 1847cshc.book.....B]. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=oc0-AAAAcAAJ oc0-AAAAcAAJ]. Pàgina amb Epsilon Eridani: [http://google.cat/books?id=oc0-AAAAcAAJ&pg=PA165#v=onepage&q&f=false 165].</ref>

<ref name=Lal>Diccionari de nomenclatura d'objectes celestes. [http://cds.u-strasbg.fr/cgi-bin/Dic-Simbad?Lal Lal entry]. ''[[SIMBAD]]''. [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]].</ref>

<ref name=Bode1801>[[Johann Elert Bode|Bode, Johann Elert]] (1801). "Algemaine Beschreibung u. Nachweisung der gestine nebst Verzeichniss der gerarden Aufsteigung u. Abweichung von 17240 Sternen Doppelsternen Nobelflocken u. Sternhaufen". Berlin: Beym Verfasser. [[Bibcode]]:[http://adsabs.harvard.edu/abs/1801abun.book.....B 1801abun.book.....B]. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=NUlRAAAAcAAJ NUlRAAAAcAAJ]. ''(Llista d 'observadors i descripció del catàleg: vegeu la pàgina 32 de "Introduction". Llista de constel·lacions: vegeu la pàgina 96)''. ''(Epsilon Eridani: vegeu la pàgina 71)''.</ref>

<ref name=Piazzi1814>[[Giuseppe Piazzi|Piazzi, Giuseppe]]. (1814). "Praecipuaram stellarum inerranthium positiones mediae ineunte saeculo 19. EX observationibus habilis in specula panormitana AB anno 1792 AD annum 1813". Palermo: Tip. Militare. [[Bibcode]]:[http://adsabs.harvard.edu/abs/1814psip.book.....P 1814psip.book.....P]. [[Google Books]] id: [https://books.google.cat/books?id=c40RAAAAYAAJ c40RAAAAYAAJ]. ''(Epsilon Eridani: vegeu la pàgina 22)''.</ref>

<ref name="aa552_A78_62">{{citar ref| display-authors=1
 |cognom1=Zechmeister |nom1=M.
 |cognom2=Kürster |nom2=M.
 |cognom3=Endl |nom3=M.
 |cognom4=Lo Curto |nom4=G.
 |cognom5=Hartman |nom5=H.
 |cognom6=Nilsson |nom6=N.
 |cognom7=Henning |nom7=T.
 |cognom8=Hatzes |nom8=A. P.
 |cognom9=Cochran |nom9=W. D.
 |títol= The planet search programme at the ESO Coudé Echelle spectrometer and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars
 |data=Abril 2013 |publicació=Astronomy & Astrophysics
 |volum=552 | id=A78 |pàgines=62
 | doi=10.1051/0004-6361/201116551 | arxiv=1211.7263
 | bibcode=2013A&A...552A..78Z
 | postscript=.
}}</ref>

<ref name="Janson2015">{{citar ref| display-authors=1
 |cognom1=Janson |nom1=Markus
 |cognom2=Quanz |nom2=Sascha P.
 |cognom3=Carson |nom3=Joseph C.
 |cognom4=Thalmann |nom4=Christian
 |cognom5=Lafrenière |nom5=David
 |cognom6=Amara |nom6=Adam
 |títol=High-contrast imaging with Spitzer: deep observations of Vega, Fomalhaut, and ε Eridani
 |publicació=Astronomy & Astrophysics
 |volum=574 | id=A120 |pàgines=10 |data=Febrer 2015
 | doi=10.1051/0004-6361/201424944
 | bibcode=2015A&A...574A.120J
 | arxiv = 1412.4816
 | postscript=.
}}</ref>


<ref name=hesser1987>{{citar ref|nom1=Hesser |cognom1=James E.
 |títol=Dominion Astrophysical Observatory, Victòria, Colúmbia Britànica
 |publicació=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society
 |volum=28 |pàgina=510 |data=Desembre 1987
 | bibcode=1987QJRAS..28..510. | postscript=.}}</ref>

<ref name=Campbell1988>{{citar ref|títol=A search for substellar companions to solar-type stars
 |cognom1=Campbell |nom1=Bruce |cognom2=Walker |nom2=G. A. H. |cognom3=Yang |nom3=S.
 |publicació=Astrophysical Journal, Part 1
 |volum=331 |data=15-08-1988 |pàgines=902–921
 | doi=10.1086/166608 | bibcode=1988ApJ...331..902C | postscript=.
}}</ref>

<ref name=Metcalfe2013>{{citar ref|títol=Magnetic Activity Cycles in the Exoplanet Host Star epsilon Eridani
 |cognom1=Metcalfe |nom1=T. S. |cognom2=Buccino |nom2=A. P.
 |cognom3=Brown |nom3=B. P. |cognom4=Mathur |nom4=S.
 |cognom5=Soderblom |nom5=D. R. |cognom6=Henry |nom6=T. J.
 |cognom7=Mauas |nom7=P. J. D. |cognom8=Petrucci |nom8=R.
 |cognom9=Hall |nom9=J. C. | last10=Basu | first10=S.
 | display-authors=1 |publicació=The Astrophysical Journal Letters
 |volum=763 |exemplar=2 | id=L26 |pàgines=6 |any=2016
 | doi=10.1088/2041-8205/763/2/L26 | bibcode=2013ApJ...763L..26M
 | arxiv=1604.06701 | postscript=.}}</ref>

<ref name="MawetHirsch2019">{{ref-publicació|cognom1=Mawet|nom1=Dimitri|cognom2=Hirsch|nom2=Lea|cognom3=Lee|nom3=Eve J.|cognom4=Ruffio|nom4=Jean-Baptiste|cognom5=Bottom|nom5=Michael|cognom6=Fulton|nom6=Benjamin J.|cognom7=Absil|nom7=Olivier|cognom8=Beichman|nom8=Charles|cognom9=Bowler|nom9=Brendan|last10=Bryan|first10=Marta|last11=Choquet|first11=Elodie|last12=Ciardi|first12=David|last13=Christiaens|first13=Valentin|last14=Defrère|first14=Denis|last15=Gomez Gonzalez|first15=Carlos Alberto|last16=Howard|first16=Andrew W.|last17=Huby|first17=Elsa|last18=Isaacson|first18=Howard|last19=Jensen-Clem|first19=Rebecca|last20=Kosiarek|first20=Molly|last21=Marcy|first21=Geoff|last22=Meshkat|first22=Tiffany|last23=Petigura|first23=Erik|last24=Reggiani|first24=Maddalena|last25=Ruane|first25=Garreth|last26=Serabyn|first26=Eugene|last27=Sinukoff|first27=Evan|last28=Wang|first28=Ji|last29=Weiss|first29=Lauren|last30=Ygouf|first30=Marie |display-authors=2 |títol=Deep Exploration of ϵ Eridani with Keck Ms-band Vortex Coronagraphy and Radial Velocities: Mass and Orbital Parameters of the Giant Exoplanet|url=https://authors.library.caltech.edu/92031/1/Mawet_2019_AJ_157_33.pdf|publicació=The Astronomical Journal|volum=157|exemplar=1|any=2019|pàgines=33|arxiv=1810.03794 |oclc=7964711337 | issn=1538-3881|bibcode=2019AJ....157...33M |doi=10.3847/1538-3881/aaef8a|citació=<span style="font-family:LatinModern;">En aquest article, hem presentat les proves observacionals més sensibles i completes sobre l'existència de ε Eridani b.</span>}}</ref>

<ref name="BuccinoLemarchand2006">{{ref-publicació|cognom1=Buccino|nom1=A. P.|cognom2=Lemarchand|nom2=G. A.|cognom3=Mauas|nom3=P. J. D. |títol=Ultraviolet radiation constraints around the circumstellar habitable zones|publicació=Icarus|volum=183|exemplar=2|any=2006|pàgines=491–503|issn=0019-1035|arxiv=astro-ph/0512291|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.007|bibcode=2006Icar..183..491B|citació=<span style="font-family:LatinModern;">A voltant del 41% d'estrelles de la mostra: HD19994, 70 Vir, 14 Her, 55 Cnc, 47 UMa, ε Eri i HD3651, no hi ha cap coincidència entre la regió UV i la HZ...el HZ tradicional no seria habitable seguint els criteris UV exposats en aquest treball.</span>}}</ref>

}}

== Enllaços externs ==
{{Commonscat}}
* [http://www.solstation.com/stars/eps-erid.htm ε Eridani a SolStation]. Informació molt completa sobre l'estrella i el seu possible sistema planetari. {{en}}
* [http://www.solstation.com/orbits/epserisys.htm Animació en java del sistema ε Eridani]. {{en}}

{{Constel·lació d'Eridà}}
[[Categoria:Estrelles amb planetes extrasolars]]
[[Categoria:Eridà]]
[[Categoria:Variables BY Draconis]]