stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
코르트
인구

| 연도 | 인구 | ±% |
| --- | --- | --- |
|  1800 | 2,092 | —     |
|  1806 | 3,073 | +46.9% |
|  1821 | 2,735 | −11.0% |
|  1831 | 3,282 | +20.0% |
|  1836 | 3,587 | +9.3% |
|  1841 | 3,505 | −2.3% |
|  1846 | 4,599 | +31.2% |
|  1851 | 4,719 | +2.6% |
|  1856 | 4,676 | −0.9% |
|  1861 | 5,754 | +23.1% |
|  1866 | 6,094 | +5.9% |
|  1872 | 5,426 | −11.0% |
|  1876 | 5,018 | −7.5% |
|  1881 | 5,136 | +2.4% |
|  1886 | 5,002 | −2.6% |
|  1891 | 5,029 | +0.5% |
|  1896 | 5,000 | −0.6% |
|  1901 | 5,425 | +8.5% |
|  1906 | 5,188 | −4.4% |
|  1911 | 5,211 | +0.4% |
|  1921 | 5,094 | −2.2% |
|  1926 | 5,267 | +3.4% |
|  1931 | 5,396 | +2.4% |
|  1936 | 6,014 | +11.5% |
|  1946 | 5,310 | −11.7% |
|  1954 | 5,033 | −5.2% |
|  1962 | 5,066 | +0.7% |
|  1968 | 4,948 | −2.3% |
|  1975 | 5,230 | +5.7% |
|  1982 | 5,177 | −1.0% |
|  1990 | 5,693 | +10.0% |
|  1999 | 6,329 | +11.2% |
|  2008 | 6,779 | +7.1% |
|  2016 | 7,389 | +9.0% |
기후

| Corte의 기후> 월 | Corte의 기후> 1월 | Corte의 기후> 2월 | Corte의 기후> 3월 | Corte의 기후> 4월 | Corte의 기후> 5월 | Corte의 기후> 6월 | Corte의 기후> 7월 | Corte의 기후> 8월 | Corte의 기후> 9월 | Corte의 기후> 10월 | Corte의 기후> 11월 | Corte의 기후> 12월 | Corte의 기후> 연간 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 일평균 최고 기온 °C (°F) | 11.3 (52.3) | 11.2 (52.2) | 13.5 (56.3) | 17.1 (62.8) | 22.4 (72.3) | 25.2 (77.4) | 30.4 (86.7) | 29.5 (85.1) | 25 (77) | 19.3 (66.7) | 12.4 (54.3) | 9.7 (49.5) | 18.9 (66.0) |
| 일일 평균 기온 °C (°F) | 6.5 (43.7) | 6.2 (43.2) | 8.4 (47.1) | 11.8 (53.2) | 15.9 (60.6) | 19.7 (67.5) | 21.1 (70.0) | 21.0 (69.8) | 18.1 (64.6) | 12.6 (54.7) | 7.6 (45.7) | 5.8 (42.4) | 12.9 (55.2) |
| 일평균 최저 기온 °C (°F) | 1.1 (34.0) | 1.1 (34.0) | 3.2 (37.8) | 6.1 (43.0) | 9.4 (48.9) | 13 (55) | 11.4 (52.5) | 12 (54) | 11.1 (52.0) | 5.9 (42.6) | 2.8 (37.0) | 1.7 (35.1) | 6.6 (43.9) |
| 평균 강수량 mm (인치) | 67 (2.6) | 78 (3.1) | 70 (2.8) | 56 (2.2) | 44 (1.7) | 29 (1.1) | 12 (0.5) | 29 (1.1) | 52 (2.0) | 93 (3.7) | 95 (3.7) | 87 (3.4) | 712 (27.9) |
출처: infoclimat.fr
같이 보기

오트코르스주의 코뮌 목록
루주리아가족

루주리아가족(Luzuriageae)은 알스트로이메리아과에 속하는 속씨식물 족의 하나이다. 2003년의 APG II 분류 체계(1998년의 APG 분류 체계와 다르지 않음)는 이 식물 족을 별도의 루주리아가과(Luzuriagaceae)로 인정하고, 외떡잎식물군 내의 백합목으로 분류했다. 열대 지역에 아주 적은 수의 다년생 식물 종들로 구성되어 있다. 그러나 APG III 분류 체계는 루주리아가과를 인정하지 않고, 알스트로이메리아과에 포함시키고 있다.
쿠바 페소

| 쿠바 페소> 스페인어: peso cubano |
| --- | --- |
ISO 4217 코드: CUP
중앙은행: 쿠바 중앙은행
웹사이트: www.bc.gob.cu




사용국:  쿠바

인플레이션: 4.2%
출처: 













보조단위: 
1/100: 센타보(centavo)




기호: $, $MN, 또는 ₱
센타보(centavo): ¢ or c
















동전: 
자주 사용됨: 20¢, $1, $3, $5
드물게 사용됨: 1¢, 2¢, 5¢
지폐: 
자주 사용됨: $1, $3, $5, $10, $20, $50, $100, $200, $500
드물게 사용됨: $1,000




페소(스페인어: peso)는 쿠바의 통화로 태환 페소와 함께 통용된다. 1 페소는 100 센타보(centavos)로 나뉜다.
쿠바는 1857년에 페소를 도입함과 동시에 지폐를 발행했으며 1915년에는 동전을 발행했다. 1881년에는 미국 달러와의 고정 환율을 도입했지만 1960년부터 1991년까지는 소련 루블과의 고정 환율을 시행했다. 1, 2, 5, 20 센타보, 1, 3 페소 동전과 1, 3, 5, 10, 20, 50, 100, 200, 500, 1,000 페소 지폐가 통용된다.
3폐소화 지폐의 인물이 아르헨티나인이면서 쿠바에서 혁명 활동을 한 체 게바라이다.
같이 보기

쿠바 태환 페소
쿠바의 경제
소녀 18세

| 소녀 18세 少女 18세 |
| --- | --- |
각본: 남기남
장르: 드라마
제작: 동보흥행주식회사
원작: 안진원
촬영: 김남진
편집: 현동춘
음악: 이종식
배급사: 동보흥행주식회사
개봉일:  1993년 10월 23일 (1993-10-23) 
시간: 99분
언어: 한국어
"소녀 18세"는 1993년에 개봉한 대한민국의 영화이며 이종식 음악감독의 딸 이윤정이 주제가를 불렀고 출연진 중의 한 명인 백일섭이 해당 영화로 스크린 복귀를 했다.
한편, 남기남 감독은 빠르게 높아지는 관객들의 눈높이와 갈수록 격차가 벌어져 해당 작품 등 영화 연출을 맡은 작품이 연속 실패했으며 1996년 개봉 예정이었으나 이런저런 사정 탓인지 1998년으로 바뀐 《천년환생》의 실패 뒤 한동안 영화 연출 활동을 잠정 중단했고 우여곡절 끝에 <너 없는 나>로 영화 연출 활동을 재개했지만  개봉이 되지 못하기도 했는데 그나마 1998년 남기남 감독이 연출한 영화 중  극장 개봉한 것은 《천년환생》이 유일했다.
캐스팅

백일섭
이의정
김동수
홍여진
안병경
이선민
박동룡
주상호
조학자
홍충길
장선
박용팔
김한수
석광열
장윤정
여의주
전병택
홍상석
배재일
금종택
이봉근
장동오
이의장
쿠웨이트 항공

쿠웨이트 항공(영어: Kuwait Airways)은 쿠웨이트의 국적 항공사로, 알파르와니야주에 본사를 두고 있다. 쿠웨이트 국제공항을 허브공항으로 사용하고 있으며 인도 아대륙, 유럽, 동남아시아, 북아메리카, 중동 전역을 운항하고 있다. 쿠웨이트 항공은 아랍항공운송기구의 회원이기도 하다.
역사

1954년 3월 2명의 쿠웨이트 사업가가 설립한 항공사로 그 해 3월 16일 첫 비행을 시작했고 초기에 아바단, 베이루트, 다마스커스, 예루살렘만 운항했지만 1년 후 경제적인 어려움으로 50%의 지분을 정부에 넘겼다. 이후 정부가 100% 지분을 인수하면서 국영 항공사가 됐다. 1962년에 최초의 제트 엔진 항공사로 출범했으며 그로 인해 1960년대 급속히 성장하게 되었다. 1968년에 처음으로 보잉 707 항공기를 도입했으며 10년이 지난 1978년에 전 기종을 보잉 707로 대체하였다. 같은 해 최대 기종인 보잉 747 시리즈를 도입하면서 뉴욕까지 진출하게 되었다. 하지만 1991년 걸프 전쟁으로 인해 아주 심각한 위기에 처했으나 본사를 바레인으로 옮겨 일부 노선을 운항했다. 그러나 인건비 부담 등으로 2010년 사업 연도에서 손실을 기록했다. 이에 따라 쿠웨이트 정부는 민영화를 위해 지분 35% 매각에 착수했다. 쿠웨이트 정부 산하 민영화 위원회는 2011년 8월 1일 민영화를 위해 상당 지분에 대한 매각 입찰에 들어갔으며 2012년에 지분을 매각하면서 주식회사가 되었다.
운항 노선

이 부분의 본문은 쿠웨이트 항공의 운항 노선입니다.
2012년 7월 기준으로 쿠웨이트 항공은 다음과 같은 기종을 운항하고 있다.
운항 노선 > 코드쉐어 협정

쿠웨이트 항공은 다음과 같은 항공사와 코드쉐어를 하고 있다.
| --- | --- |
 ITA 항공  에티오피아 항공 (스타 얼라이언스)  에티하드 항공  오만 항공  중동항공 (스카이팀)  터키항공 (스타 얼라이언스):
운항 노선 > 인터라인 협정

쿠웨이트 항공은 다음과 같은 항공사와 인터라인을 하고 있다.
| 0 | 1 | 2 | 3 |
| --- | --- | --- | --- |
|  ITA 항공 (스카이팀)  LOT 폴란드 항공 (스타 얼라이언스)  걸프 에어  네팔 항공  대한항공 (스카이팀)  로열 에어 모로코 (원월드)  루프트한자 (스타 얼라이언스)  방콕 항공  비만 방글라데시 항공  비스타라 항공 |  사우디아라비아 항공 (스카이팀)  스리랑카 항공 (원월드)  싱가포르 항공 (스타 얼라이언스)  아메리칸 항공 (원월드)  아시아나항공 (스타 얼라이언스)  에어 유로파 (스카이팀)  에어 인디아 (스타 얼라이언스)  에어 캐나다 (스타 얼라이언스)  에티오피아 항공 (스타 얼라이언스)  에티하드 항공 |  오만 항공  우크라이나 국제항공  유나이티드 항공 (스타 얼라이언스)  이집트 항공 (스타 얼라이언스)  중국국제항공 (스타 얼라이언스)  중동항공 (스카이팀)  중화항공 (스카이팀)  체코 항공 (스카이팀)  카타르 항공 (원월드)  캐세이퍼시픽 항공 (원월드) |  케냐 항공 (스카이팀)  타이 항공 (스타 얼라이언스)  터키 항공 (스타 얼라이언스)  튀니스에어 |
보유 기종

2020년 12월 기준으로 쿠웨이트 항공은 다음과 같은 기종을 보유하고 있으며 평균 기령은 15.8년이다.
보유 기종 > 현재 사용하는 기종

| 기종 | 대수 | 주문 | 승객> F | 승객> C | 승객> W | 승객> Y | 승객> 합계 | 비고 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 에어버스 A320-200 | 7 | 0 | 0 | 16 | 0 | 114 | 130 |  |
| 에어버스 A320-200 | 7 | 0 | 0 | 16 | 0 | 117 | 133 |  |
| 에어버스 A320neo | 8 | 7 | 0 | 12 | 0 | 122 | 134 | 2019년부터 순차적으로 도입 |
| 에어버스 A321neo | 0 | 6 | TBA | TBA | TBA | TBA | TBA | 2026년부터 순차적으로 도입 예정 |
| 에어버스 A321neo/LR | 0 | 3 | TBA | TBA | TBA | TBA | TBA | 2026년부터 순차적으로 도입 예정 |
| 에어버스 A330-200 | 5 | 0 | 17 | 30 | 0 | 165 | 212 |  |
| 에어버스 A330-800neo | 4 | 2 | 0 | 32 | 0 | 203 | 235 | 2020년부터 순차적으로 도입 |
| 에어버스 A330-900neo | 1 | 6 | 0 | 32 | 21 | 225 | 291 | 2024년부터 순차적으로 도입 |
| 에어버스 A350-900 | 0 | 2 | TBA | TBA | TBA | TBA | TBA | 2026년부터 순차적으로 도입 예정 |
| 보잉 777-300ER | 10 | 0 | 8 | 36 | 54 | 236 | 334 |  |
왕실 및 정부 전용기 기종
| 에어버스 ACJ319 | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP |  |
| 에어버스 A320-200 | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP | 쿠웨이트 항공과 공동 운항 |
| 에어버스 A340-500 | 2 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP |  |
| 보잉 737-900ER/BBJ3 | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP |  |
| 보잉 747-8I/BBJ | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP |  |
| 걸프스트림 G-V | 3 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP |  |
| 걸프스트림 G-550 | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | VIP | VIP |  |
| 합계 | 47 | 26 |  |  |  |  |  |  |
보유 기종 > 퇴역 기종

| 기종 | 대수 | 도입 년도 | 퇴역 년도 | 대체 기종 | 비고 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 에어버스 A300B4-100 | 1 | 1983년 | 1983년 | 임차 기종 |  |
| 에어버스 A300B4-200 | 1 | 1991년 | 1992년 | 임차 기종 | 이집트 항공 임차 운항 |
| 에어버스 A300C4-600 | 3 | 1984년 | 1997년 | 에어버스 A300-600R |  |
| 에어버스 A300-600R | 5 | 1993년 | 2016년 | 에어버스 A330-200 | 전 댓수 예비용으로 저장 |
| 에어버스 A310-200 | 5 | 1983년 | 1990년 | 에어버스 A310-300 | 전쟁 중 이라크 항공에 약탈 |
| 에어버스 A310-200 | 3 | 1984년 | 1986년 | 에어버스 A310-300 | 팬아메리칸 월드 항공에 매각 |
| 에어버스 A310-300 | 8 | 1991년 | 2016년 | 에어버스 A320-200 | 3대는 예비용으로 저장 |
| 에어버스 A320-200 | 6 | 1992년 | 2020년 | 에어버스 A320neo |  |
| 에어버스 A320-200 | 1 | 2008년 | 2010년 | 임차 기종 |  |
| 에어버스 A330-200 | 2 | 2007년 | 2009년 | 임차 기종 |  |
| 에어버스 A340-300 | 4 | 1995년 | 2017년 | 보잉 777-300ER | 전 댓수 예비용으로 저장 |
| 에어버스 A340-500 | 4 | 1999년 | 2013년 | 대체 기종 없음 | 일부는 왕실 전용기로 운용 |
| 보잉 707-320C | 7 | 1968년 | 1984년 | 에어버스 A300C4-600 |  |
| 보잉 707-320F | 4 | 1975년 | 1985년 | 대체 기종 없음 |  |
| 보잉 727-200 | 6 | 1985년 | 1995년 | 에어버스 A310-300 |  |
| 보잉 737-200 | 1 | 1976년 | 1980년 | 대체 기종 없음 |  |
| 보잉 747-200M | 4 | 1978년 | 2008년 | 보잉 747-400M |  |
| 보잉 747-400M | 1 | 1994년 | 2019년 | 보잉 777-300ER 보잉 747-8I/BBJ |  |
| 보잉 767-200ER | 3 | 1986년 | 1995년 | 보잉 777-200ER |  |
| 보잉 777-200ER | 2 | 1998년 | 2017년 | 보잉 777-300ER | 전 댓수 예비용으로 저장 |
| 브리티시 에어로스페이스 Hs-125 | 1 | 불명 | 불명 | 불명 |  |
| 드 하빌랜드 코메트 4C | 5 | 불명 | 불명 | 불명 |  |
| 더글러스 DC-8-30 | 1 | 1974년 | 1976년 | 임차 기종 |  |
| 더글러스 DC-8-60F | 3 | 1997년 | 1998년 | 임차 기종 |  |
| 더글러스 DC-10-30 | 1 | 1992년 | 1993년 | 임차 기종 | 영국항공 임차 운항 |
| 맥도넬더글러스 MD-83 | 4 | 불명 | 불명 | 걸프스트림 G-V |  |
| 호커 시들리 Hs-121 트라이덴트 | 6 | 불명 | 불명 | 불명 |  |
사진

쿠웨이트 항공의 에어버스 A300-600R
쿠웨이트 항공의 에어버스 A310-300
쿠웨이트 항공의 에어버스 A320-200
쿠웨이트 항공의 보잉 747-400M
쿠웨이트 항공의 보잉 777-200ER
쿠웨이트 항공의 보잉 777-200ER
386BSD

| --- | --- |

386BSD 릴리스 0.1 인스톨러 ("Tiny 386BSD")
개발자: 윌리엄 졸리츠 린 졸리츠
OS 계열: 유닉스 계열 (BSD)
상태: 역사적
소스 형태: 오픈 소스
최초 버전 출시일: 0.0 1992년 3월 12일(33년 전)(1992-03-12)
최신 버전: 2.0 / 2016년 8월(8년 전)(2016-08)
저장소: github.com/386bsd/386bsd  
플랫폼: x86
라이선스: BSD 라이선스
공식 웹사이트: http://www.386bsd.org/
386BSD는 1992년에 첫 출시된 BSD 기반 자유 유닉스 계열 운영체제이며, 별칭은 졸릭스(Jolix)이다. 인텔 80386 마이크로프로세서 기반의 PC 호환 컴퓨터 시스템에서 실행된다. 386BSD의 새로운 사항으로는 역할 기반 보안, 링 버퍼, 모듈식 커널 디자인을 포함한다. PC용 BSD는 여기에서 파생된 것이다.
역사

396BSD는 버클리의 동문 린 졸리츠와 윌리엄 졸리츠가 주로 개발하였다.
아다만트

아다만트(고대 그리스어: αδαμαντ, 라틴어: adamant)는 신화 전설에 나오는 매우 단단한 물질로, 다이아몬드 따위 보석이거나 또는 어떤 종류의 금속이다. 아다만트와 다이아몬드는 고대 그리스어로 "길들일 수 없다"는 뜻의 아다마스토스(αδαμαστος)를 어원으로 공유한다.
고대사에 걸쳐 아다만트는 매우 단단한 물질의 대명사로 사용되었다. 베르길리우스는 타르타로스의 입구는 한 개의 비명지르는 문과 그 문을 보호하는 아다만트로 된 통짜 기둥으로 이루어져 있다고 묘사했다. 헤시오도스의 《신통기》에서는 크로노스가 어머니 가이아에게 대낫을 받아 아버지 우라노스를 거세했는데 이 낫의 날이 아다만트로 되어 있었다고 한다. 또 영웅 페르세우스가 메두사의 목을 벨 때 쓴 하르페도 아다만트로 만들어졌다.
중세에는 아다만트의 단단함과 자철석의 자성이 혼동, 융합되었고 "아다만트"에 자석이라는 뜻이 추가되게 되었다. 라틴어로 "아다마레(adamare)"가 "사랑하다, 서로 달라붙다"는 뜻이었던 점도 이런 잘못된 어원을 부채질했다.  또다른 믿음에서는 아다만트(이때 아다만트는 다이아몬드를 의미)가 자석의 효과를 차단할 수 있다고도 믿었는데 이는 《슈도독시아 에피데미카》 제3장에 거론되어 있다.
오늘날에는 다이아몬드가 가장 단단한 물질의 대명사가 되었고, 아다만트는 잘 쓰이지 않는 문어적 표현으로 전락했다. 현대 영어로 adamant는 "요지부동, 철석같다, 굳세다"는 뜻의 형용사이다.
같이 보기

애덤 앤트
언옵테늄
시민과학

로간 패스 주변의 낭떠러지를 촬영하는 모습.
시민과학(市民科學, citizen science, CS, community science, crowd science, crowd-sourced science, civic science, volunteer monitoring, online citizen science)은 아마추어(전문가가 아닌) 과학자들에 의해 완전히, 또는 부분적으로 수행되는 과학 연구이다.
정의

시민과학(CS)이라는 용어는 여러 기원이 있으며 각기 다른 개념을 갖고 있다. 1990년대 중순 Rick Bonney와 영국의 Alan Irwin에 의해 독립적으로 정의되었다.
Alan Irwin은 시민과학에 대해 "대중에게 과학과 과학 정책 과정을 터놓는 필요성을 중시하는 과학 시민권의 발전적 개념"으로 정의하였다. Rick Bonney는 시민과학을 아마추어 조류 관찰자와 같은 자발적으로 과학자들이 기여하는 과학 데이터를 기여하는 프로젝트로 정의하였다. 이는 Irwin의 용어 개념보다 과학 연구의 시민의 역할을 더 축소시킨 것이다.
지역 포털

| 국가 또는 지역 | 포털 |
| --- | --- |
오스트레일리아: Australian Citizen Science Association
오스트레일리아: Australian Citizen Science Project Finder
오스트리아: Österreich Forscht
벨기에 (플랑드르): Citizen Science Vlaanderen
캐나다: Citizen science portal
덴마크: Citizen Science Portalen
프랑스: Open
독일: Bürger schaffen Wissen
전 세계: Scistarter
전 세계: Zooniverse: People-powered research
아일랜드: Environmental  Protection Agency
네덜란드, 플랑드르: EOS Wetenschap
스코틀랜드: Citizen Science with TCV.
스페인: Observatorio De La Ciencia Ciudadana 보관됨 2018-09-27 - 웨이백 머신
스웨덴: Arenas for co-operation through citizen science
스위스: Schweiz Forscht
영국: UK Environment Observation Framework
미국: USA Government Official Website
한국: NATURING
스즈무라 아이리

| 스즈무라 아이리 鈴村あいり |
| --- | --- |

출생: 1993년 9월 24일(1993-09-24)(31세) 일본 가나가와현
국적: 일본
스즈무라 아이리(일본어: 鈴村 あいり, 1993년 9월 24일~)는 일본의 AV여배우이다.
2020년 12월, 「FLASH 2020년 현역 최강 섹시 여배우 BEST100」독자 투표에 5위를 기록했다.
검은머리마모셋

|  검은머리마모셋 |
| --- | --- |
 
생물 분류ℹ️
계:: 동물계
문:: 척삭동물문
강:: 포유강
목:: 영장목
아목:: 직비원아목
하목:: 원숭이하목
소목:: 광비원소목
과:: 비단원숭이과
속:: 미코속
종:: 검은머리마모셋 (M. nigriceps)
학명
Mico nigriceps
Ferrari & Lopes, 1992
보전상태
  정보부족(DD):: 직간접적 정보 부족으로 평가 불가  평가기관: IUCN 적색 목록 3.1
검은머리마모셋 (Mico nigriceps)은 신세계원숭이에 속하는 마모셋 원숭이의 일종이다. 브라질에서 발견된다.
에리다누스자리 엡실론

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| 에리다누스자리 엡실론  Epsilon Eridani | 에리다누스자리 엡실론  Epsilon Eridani |  |
명칭
| 플램스티드 명명법  | 에리다누스자리 18 |  |
| 밝은 별 목록  | HR 1084 |  |
| 헨리 드레이퍼 목록  | HD 22049 |  |
| 스미소니언 천문대 항성목록  | SAO 130564 |  |
| 소천성표  | BD -09°697 |  |
| 히파르코스 목록  | HIP 16537 |  |
| 다른 이름  | GCTP 742.00, 글리제 144, LHS 1557, WDS 03330-0928 |  |
관측 정보  (역기점 J2000.0)
| 별자리  | 에리다누스자리 |  |
| 적경(α)  | 03h 32m 55.84496s |  |
| 적위(δ)  | −09° 27′ 29.7312″ |  |
| 겉보기등급(m)  | 3.736 |  |
| 절대등급(M)  | 6.19 |  |
위치천문학
| 연주시차  | 311.37 ± 0.1 밀리초각 |  |
성질
| 광도  | 0.34 L☉ |  |
| 나이  | 4 ~ 8억 년 |  |
| 분광형  | K2V |  |
| U-B 색지수  | +0.571 |  |
| B-V 색지수  | +0.887 |  |
추가 사항
| 질량  | 0.82 ± 0.02 M☉ |  |
| 표면온도  | 5,084 ± 5.9 K |  |
| 중원소 함량 (Fe/H)  | −0.13 ± 0.04 [m/H] |  |
| 표면 중력 (log g)  | 4.30 ± 0.08 cgs |  |
| 자전 속도  | 2.4 ± 0.5 km/s |  |
| 항성 목록 겉보기등급순 · 절대등급순 거리순 · 질량순 · 반지름순 | 항성 목록 겉보기등급순 · 절대등급순 거리순 · 질량순 · 반지름순 |  |
에리다누스자리 엡실론(ε Eri) 또는 란(Ran)은 남반구 하늘 에리다누스자리 방향에 있는 항성이다. 밤하늘에서의 위치는 천구 적도에서 남쪽으로 9.46도 떨어져 있어서 지구상 거의 모든 장소에서 관측할 수 있다. 지구로부터의 거리는 약 10.5 광년에 겉보기 등급은 3.73이다. 맨눈으로 볼 수 있는 단독별 혹은 항성계 중 지구에서 세 번째로 가까운 별이기도 하다. 엡실론별은 외계 행성을 거느리고 있는데 이는 존재를 검증중인 센타우루스자리 알파 Bb가 발견되기 전까지는 지구에서 가장 가까운 외계 행성계 주인별이었다. 나이는 10억 년 미만일 것으로 추측된다. 이처럼 젊기 때문에 에리다누스자리 엡실론은 태양보다 항성 자기장 활동이 활발하며 항성풍의 세기가 태양의 30배나 된다. 1회 자전에 걸리는 시간은 별의 적도에서 11.2일이다. 엡실론은 태양보다 질량이 작고 좀 더 어두우며 헬륨보다 무거운 물질의 함량이 상대적으로 적다. 분광형 K2에 항성의 전성기인 주계열 단계에 있는데 이 상태의 별은 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 바꾼다. 이렇게 물질을 변환하면서 열에너지를 발생시키는데 그 값은 표면에서 약 5,000 켈빈 수준이고 이 온도에서 엡실론은 오렌지색으로 빛난다.
에리다누스자리 엡실론이 지구 관측자의 시선방향에 대해 움직이는 모습(시선속도)은 25년 전부터 주기적으로 관측되어 왔다. 시선속도값은 주기적으로 변화를 보여 왔으며 여기로부터 가스 행성이 별을 돌고 있다는 증거를 확보했고 이로써 발견 당시 엡실론별은 외계행성을 거느리고 있는 항성계 중 지구에서 가장 가까운 천체가 되었다. 아티 해치스 연구진이 2000년 이 행성 후보 에리다누스자리 엡실론 b를 발견했다. 현재까지 밝혀진 자료에 따르면 b는 엡실론별을 약 7년 주기에 걸쳐 평균 궤도 반지름으로 3.4 천문단위 떨어져 공전하고 있다.(1 천문단위는 태양으로부터 지구까지의 거리이다.) 이 발견은 시선속도 자료에 배경상 잡음이 많아서 신빙성에 논란이 있었으나 현재 다수 천문학자들은 b의 존재가 검증되었다고 보고 있다. 2015년 국제천문연맹(IAU)은 b에 고유명칭 에기르 AEgir를 부여했다.
엡실론 계에는 두 개의 암석질 소행성대가 있는데 별에서 가까운 것은 3 천문단위 거리에, 먼 것은 약 20 천문단위 거리에 있다. 이들의 띠 구조는 가상의 두 번째 행성 에리다누스자리 엡실론 c에 의해 유지되고 있을 것이다. 엡실론 계에는 탄생 초기 행성을 만들고 남은 미행성의 잔해가 보다 먼 곳에 먼지 원반 구조를 형성하고 있다.
에리다누스자리 엡실론의 이름을 정식으로 처음 붙인 사람은 1603년 요한 바이어이다. 엡실론별은 큰곰자리 운동성군의 일원일 가능성이 있다. 운동성군을 구성하는 별들은 우주공간을 비슷한 움직임을 보이면서 이동하며 이들의 경로를 역추적하면 같은 산개성단에서 태어났음을 알 수 있다. 엡실론별에서 가장 가까운 이웃별은 쌍성계 루이텐 726-8이며 둘은 약 31,500년 후 약 0.93 광년 거리까지 접근한 뒤 다시 멀어질 것이다. 엡실론은 태양 비슷한 별로서 생명체가 태어날 가능성이 있는 행성을 거느리고 있기 때문에 SETI 프로젝트가 연구하는 대상 천체로 관심을 받아 왔다. 또한 여러 과학 소설의 배경으로 쓰여 왔으며 미래 성간 여행이 현실화될 경우 유력한 방문 목표지가 될 것이다. 엡실론 별에서 우리 고향을 거꾸로 바라본다면 태양은 뱀자리에서 2.4 등급으로 빛날 것이다.
이름

'에리다누스자리 엡실론'은 항성계를 바이어 명명법으로 부른 이름이며 이외에 여러 성표에서는 독자적인 명명법에 따라 이 별을 표기하고 있다. 상대적으로 밝은 별임에도 과거 천문학자들이 남긴 기록에 이 별이 고유명칭(사람들이 부르는 애칭)으로 표기된 적은 없다. 이후 엡실론 주위를 도는 행성 하나가 발견되었으며 이 행성의 이름은 외계 행성 명칭을 붙이는 규칙에 따라 '에리다누스자리 엡실론 b'로 명명되었다.
국제천문연맹은 고유 명칭이 아직 없는 외계행성과 어머니 별에 이름을 붙여주는 공공 프로젝트를 개최하였는데 에리다누스자리 엡실론 b와 어머니 별 엡실론도 이 계획의 대상에 포함되었다. 이름 아이디어는 공개응모 후 투표로 결정되었으며 IAU는 2015년 12월 엡실론의 이름으로 란(Ran), 엡실론 b의 이름으로 에기르(AEgir)를 선정하였다. 두 이름은 북유럽 신화에 나오는 바다의 신 에기르와 그의 아내 란에서 따 온 것이다. 2016년 국제천문연맹은 항성 고유명칭을 목록화, 표준화 할 목적으로 WGSN(Working Group on Star Names, 항성명칭심의회)를 조직하였는데 2016년 7월 WGSN은 새로운 이름 둘을 엡실론과 엡실론 b 명칭으로 공식 등재하였다.
관측 역사 > 지구에서 가까움을 알아내다

1800년부터 1880년까지의 관측자료로 엡실론의 천구상 고유운동이 크다는 것을 알아냈는데 그 각속도는 1년에 3초각이었다. 이 움직임은 엡실론이 상대적으로 지구에서 가깝다는 증거였으며 삼각법으로 엡실론의 시차를 구하는 동기를 마련했다. 시차측정은 지구가 태양을 돌면서 엡실론의 천구상 위치 변화를 기록, 항성까지의 거리를 측정하는 것이다. 1881년부터 1883년까지 미국 천문학자 윌리엄 루이스 엘킨은 남아프리카 공화국 왕립 천문대에 설치된 헬리오미터를 이용하여 엡실론별의 위치를 근처 가까운 별 두 개와 비교했다. 이 관측으로부터 엡실론의 시차는 0.14 ± 0.02 초각이 나왔다. 1917년 천문학자들은 0.317 초각으로 시차 추정치를 수정했다. 현재 알려진 측정치 0.3109 초각은 대략 10.5 광년 거리에 해당된다.
관측 역사 > 별주위 환경 관측사

1938년부터 1972년 사이 엡실론별의 방위에 예측하지 못한 변화가 발견되었는데 이로부터 네덜란드계 미국 천문학자 피터 반 데 캄프는 공전주기 25년의 보이지 않는 동반천체가 별을 중력적으로 흔들어 위치를 바꾸어 놓는다고 주장했다. 1993년 독일 천문학자 불프-디터 하인츠는 이 주장을 반박했고 사진건판에 있는 체계적 오류가 이 잘못된 관측자료의 원인이라고 분석했다.
1983년 발사된 우주 망원경 IRAS는 태양에서 가까운 항성들이 뿜는 적외선을 조사했다. 2년 후 엡실론별 근처에서 초과 적외선 방출 현상이 확인되었다는 발표가 나왔는데 이는 고운 입자 크기의 우주먼지가 항성을 돌고 있다는 뜻이었다. 이후 엡실론별의 이 먼지 원반은 폭넓게 연구되어 왔다. 이후 1998년 먼지원반에 나타나는 비대칭적인 구조를 관측했는데 이는 행성이 존재한다는 증거였다. 이러한 먼지원반 내 덩어리 구조는 원반 경계면 바로 안쪽을 도는 행성 하나가 먼지원반 구조에 중력적인 영향을 미치기 때문이라는 추측이 나왔다.
1980년부터 2000년까지 미국 천문학자 아티 헤치스가 이끄는 연구팀은 엡실론별을 시선속도법으로 관측했으며 지구에서 볼 때의 시선방향을 따라 별이 보여주는 움직임 변화를 측정했다. 누적된 자료로부터 행성 하나가 항성을 7년 주기로 공전하면서 중력으로 별을 흔든다는 증거가 발견되었다. 광구에서 시선속도상 높은 수준의 잡음이 나오는 원인은 보통 이온화된 칼슘에서 나오는 방출선에 변화가 일어나기 때문이다. 만약 잡음의 근원이 방출선이 아니라면 가장 유력한 원인은 행성체가 주변을 도는 것이다. 허블 우주 망원경이 2001년부터 2003년까지 확보한 측성학적 자료는 행성 하나가 엡실론별을 중력적으로 흔들고 있음을 보여주어 이 발견에 신빙성을 더해 주었다.
미국 천체물리학자 앨리스 퀴엔과 제자 스티븐 손다이크는 엡실론 주위 먼지원반 구조를 컴퓨터 시뮬레이션으로 돌려 보았다. 이들은 먼지입자로 이루어진 덩어리 구조가 두 번째 행성이 찌그러진 궤도를 돌고 있다는 증거라고 주장했다. 이 연구결과는 2002년 공식발표 되었다.
관측 역사 > SETI 및 탐사 계획

1960년 미국 물리학자 필립 모리슨, 이탈리아 물리학자 주세페 코코니는 외계 문명은 의사전달 수단으로 전파 신호를 사용할 것이라고 주장했다. 미국 천문학자 프랭크 드레이크가 주도한 오즈마 계획은 테이텔 망원경을 사용하여 에리다누스자리 엡실론이나 고래자리 타우처럼 태양에서 가까운 별에서 보낸 전파신호를 잡아내려 했다. 중성수소의 방출 주파수 1420 MHz 수준에서 이웃 행성계들을 관측했으나 지적 생명체의 존재 신호는 감지되지 않았다. 드레이크는 2010년 이 실험을 반복했으나 결과는 똑같이 부정적이었다. 이렇게 성공 사례가 없음에도 불구하고 드레이크가 최초 실험을 한 이후 오랫동안 엡실론은 과학 소설의 무대로 등장해 왔다.
미국 우주과학자 스티븐 돌이 쓴 랜드 연구소의 1964년 보고서 '인간이 살 수 있는 행성들'(Habitable Planets for Man)에는 엡실론별 주위를 도는 행성이 인간이 살기 적합한 환경일 확률이 3.3%라고 주장했다. 지구 근처 22광년 이내 별들 중에서 에리다누스자리 엡실론은 생명체가 거주 가능한 행성을 거느릴 것으로 유력해 보이는 14개 항성 중 하나로 선정되었다.
미국 우주과학자 윌리엄 맥러플린은 1977년 외계 지성체 탐사 계획(SETI)상 새로운 전략을 제시했다. 그는 외계 생명체가 의사전달 신호를 우주에 보내거나 받는 도구로 신성 폭발처럼 광범위하게 관측이 가능한 천문현상을 이용할 것이라는 가설을 내놓았다. 이 아이디어는 1988년 미국 국립 전파천문학 천문대에서 시험가동되었으며 1975년 백조자리 신성 폭발을 시간측정기로 선정했다. 15일간 관측하였으나 엡실론별에서 검출된 전파신호는 없었다.
1985년 미국 물리학자 로버트 포워드는 이 별을 지구로부터 가깝고 태양과 비슷한 물리적 특질을 보인다는 이유로 인류가 성간여행을 통해 방문할 목적지로 선정했다. 이듬해 영국 행성간 공동체(British Interplanetary Society)는 다이달로스 계획의 목표지점 중 하나로 엡실론을 선정했다. 2011년 이카루스 계획에서 목적지로 선정되는 등 엡실론 계는 앞으로도 이러한 탐사계획의 방문 후보지로 계속 지목될 것이다.
1995년부터 SETI가 주관한 피닉스 프로젝트는 23.5 광년 이내에 있는 항성들을 대상으로 마이크로파를 이용하여 지적 생명체가 보내는 신호를 찾아내려 했는데 엡실론별 또한 여기에 포함되었다. 이 프로젝트는 2004년까지 800개 가까운 별들을 관측하였으나 생명체 존재를 주장할 수 있는 신호는 감지하지 못했다.
물리적 제원

엡실론별과 태양의 거리는 약 10.5 광년으로 2015년 기준으로 태양에서 13번째로 가까운 항성 또는 항성계이다. 지구에서 가깝기 때문에 이 별의 분광형은 다른 항성에 비해 연구가 자세히 이루어졌다. 밤하늘 에리다누스자리의 북쪽 부분에 자리잡고 있으며 약간 더 밝은 별 에리다누스자리 델타로부터 약 3도 동쪽에 있다. 적위는 −9.46도로 지구 거의 전 지역에서 볼 수 있다. 다만 북위 80도 위에서는 지평선 아래로 가려 볼 수 없다. 겉보기 등급은 3.73으로 도심지 근교에서는 광공해 때문에 빛이 가려 맨눈으로 보기 힘들다.
질량은 태양의 82% 정도이고 반지름은 태양의 74% 수준에 밝기는 태양의 34 퍼센트 정도이다. 표면 온도 예측치는 약 5,084 켈빈이다. 분광형은 K2 V로 센타우루스자리 알파 B에 이어 태양으로부터 두 번째로 가까운 K형 주계열성이다. 1943년 이후 이 별의 스펙트럼은 다른 별들의 분광형을 정하는 안정적인 기준점으로 쓰여 왔다. 엡실론의 중원소 함량(헬륨보다 무거운 원소가 항성 대기에 포함되어 있는 비율)은 태양보다 미세하게 적다. 엡실론별의 채층(빛을 뿜는 광구 바로 위 지대)에 포함된 철의 양은 태양의 74% 정도이다.
에리다누스자리 엡실론별의 분광형 K는 스펙트럼상 흡수선(수소가 에너지를 흡수하기 때문에 나오는 선)이 상대적으로 약하게 나타나며, 중성 원자·이온화된 칼슘(Ca II)의 선이 강하게 나타난다. 광도분류 V는 별이 중심핵에서 열핵 융합으로 에너지를 생산하는 단계임을 뜻한다. K형 주계열성의 경우 이 융합반응은 수소 원자핵 4개가 헬륨 원자핵 1개로 합쳐지는 양성자-양성자 연쇄 반응이 주를 이룬다. 별 내부 영역에서 에너지는 중심핵으로부터 바깥쪽으로 복사 작용을 통해 전달되어 별 내부 플라스마의 순수 운동(net motion)은 일어나지 않게 된다. 에너지는 플라스마 대류 작용을 통해 항성 바깥쪽으로 이동한 뒤 광구로 옮겨지며 별을 탈출하여 우주로 뿜어져 나간다.
물리적 제원 > 자기장 활동

엡실론은 바깥쪽 대기층인 채층과 코로나에서 태양보다 높은 수준의 자기장 활동을 보여준다. 엡실론이 전체 표면에서 뿜는 자기장의 평균 힘은 (1.65 ± 0.30) × 10−2 T로 태양 광구에서의 자기장 힘 (5–40) × 10−5 T의 40배나 된다. 상기 자기장 수치는 약 0.14 T의 자기장 플럭스가 항성표면 9퍼센트 정도를 불규칙하게 뒤덮고 나머지 부분은 자기장이 없다는 가정 아래 나온 값이다. 엡실론의 전반적인 자기장 활동은 불규칙하나 그 변동 주기는 대충 4.9년으로 보인다. 항성의 반지름에 변화가 없다고 가정하면 4.9년 활동주기를 단위로 하여 표면온도는 15 켈빈, 겉보기 등급은 0.014의 진폭을 보일 것이다.
엡실론의 표면 자기장은 광구에서 일어나는 유체동역학적 현상의 원인이 된다. 이는 항성을 도플러 현상으로 관측할 때 잡음의 양이 커지게 만든다. 일반적인 항성에서 나오는 오류율은 초당 3미터였음에 비해 엡실론을 20년 동안 관측한 결과 오류율은 그보다 훨씬 높은 초당 15미터 수준이었다. 이러한 큰 잡음은 시선속도에 나타나는 규칙성(예를 들어 외계 행성이 항성을 돌면서 주기적으로 흔드는 것)을 잡아내기 어렵게 한다.
에리다누스자리 엡실론은 용자리 BY형 변광성으로 분류되는데 이는 별이 자전하면서 시선방향으로 다가왔다가 멀어지는 자기장 활동 영역이 있기 때문이다. 이런 변화를 측정한 결과 엡실론의 적도는 평균 11.2일에 한 번 자전하는 것으로 나타났다. 이는 태양 자전주기의 절반이 되지 않는다. 엡실론의 겉보기 밝기는 짧은 자기장 활동과 흑점 때문에 약 0.050 정도 변화한다. 프톨레마이오스는 엡실론이 태양과 마찬가지로 위도에 따라 자전 속도가 다를 것이라고 예측하였다. 알려진 엡실론의 자전주기는 10.8일에서 12.3일 범위 안에 있다. 지구로부터의 시선방향에 대한 엡실론의 자전축 각도는 불확실하다. 예측치는 24도에서 72도 사이이다.
에리다누스자리 엡실론이 보여주는 높은 수준의 채층 활동, 강력한 자기장, 상대적으로 빠른 자전속도는 젊은 항성의 특징이다. 엡실론의 나이는 대략 4억 4천만 년으로 추정된다.(이 추정치에 대해 논란이 있다.) 대부분의 나이 예측치 범위는 2억 ~ 8억 년 사이에 있다. 중원소 함량이 낮은 것을 엡실론이 상대적으로 나이든 별이라는 증거로 해석할 여지가 있는데, 항성은 시간이 지나면서 무거운 물질을 점점 많이 만들어내며 이런 별들의 부산물로부터 만들어진 신세대 항성은 전보다 더 많은 중원소를 포함하기 때문이다. 다만 이런 모순의 원인은 헬륨 및 그보다 무거운 원소가 확산 작용을 통해 광구를 빠져나와 대류층보다 아래 영역으로 가라앉았기 때문일 것이다.
엡실론의 엑스선 광도는 약 2 × 1028 erg/s (2 × 1021 W)로 활동이 가장 왕성할 때의 엑스선 밝기는 태양보다 높다. 이처럼 강력한 엑스선이 나오는 근원은 별의 뜨거운 코로나이다. 엡실론의 코로나는 태양보다 규모가 크고 더 뜨거워 보이는데 코로나의 자외선 및 엑스선 방출을 관측한 것으로부터 측정한 온도는 3.4 × 106 K이다.
엡실론이 내뿜는 항성풍은 우주로 계속 퍼져나가다가 별 주위 가스와 먼지가 성기게 퍼져 있는 상태인 성간매질과 충돌하고, 수소 기체를 가열시켜 거품 구조를 만든다. 허블 우주 망원경은 이 가스에서 나온 흡수선을 관측하여 항성풍의 물리적 속성을 측정할 수 있었다. 뜨거운 코로나 때문에 엡실론은 항성풍 형태로 질량을 태양의 30배 속도로 잃고 있다. 이 항성풍은 반지름 8,000 천문단위 크기의 항성권(astrosphere, 태양 주위 태양권과 같은 구조)을 형성하며, 내부에 별로부터 약 1,600 천문단위 거리에 보우 쇼크 구조가 있다. 지구로부터의 거리를 고려하면 우리 눈에 보이는 엡실론별의 항성권 겉보기 크기는 약 42 분각으로 보름달보다 크다.
물리적 제원 > 운동학

에리다누스자리 엡실론의 고유 운동량은 큰데 구체적으로 매년 적경방향 −0.976 초각, 적위방향 0.018 초각, 둘을 합친 연간 고유 운동은 0.962 초각이다. 시선 속도에 따르면 이 별은 지구로부터 초당 +15.5 킬로미터 속도로 멀어지고 있다. 은하좌표로 표시한 엡실론의 우주속도 요소는 (U, V, W) = (−3, +7, −20) km/s로 별이 우리 은하 중심으로부터 약 2만 8700 광년 떨어진 곳을 0.09의 궤도이심률을 그리면서 공전하고 있음을 뜻한다. 운동 방향에 따르면 엡실론은 큰곰자리 운동성군의 구성원일 가능성이 있다. 성군을 구성하는 별들은 우주 공간을 같은 움직임을 보이면서 이동하는데, 이들은 산개성단에서 태어난 뒤 뿔뿔이 흩어진 것으로 보인다. 성군 멤버들의 나이는 4~6억 년으로 보이는데 이는 엡실론의 나이 예측치 범위 내의 값이다.
지난 100만 년 동안 3개의 항성이 엡실론으로부터 7광년 이내로 접근한 것으로 보인다. 가장 최근에, 그리고 가장 가까이 접근한 별은 캅테인의 별로 현재 약 3광년 떨어져 있으며 7광년 안쪽으로 들어온 시기는 지금으로부터 약 12,500년 전이다. 나머지 두 별은 시리우스와 로스 614이다. 이 셋 중 엡실론 주변의 별주위 원반 구조에 영향을 준 천체는 없었던 것으로 추측된다.
엡실론은 10만 5천 년 전 지구에 약 7광년까지 접근했었다. 엡실론으로부터 가까운 별들의 근접 시기를 시뮬레이션한 결과에 따르면 쌍성계 루이텐 726-8(변광성 고래자리 UV가 이 계의 구성원이다.)이 3만 1,500년 후 0.9광년까지 접근할 것이다. 두 별은 약 4,600년 동안 1광년보다 가깝게 붙어 있을 것이다. 만약 엡실론에 오르트 구름이 있다면 루이텐 726-8 계는 엡실론의 일부 장주기 혜성 궤도를 중력으로 흔들어 놓을 수 있다.
행성계

| 동반 천체  (항성에서 가까운 순서) | 질량 | 평균 궤도반지름  (AU) | 공전주기  (일) | 이심률 | 궤도경사각 | 반지름 |
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| 소행성대 | 3 AU | 3 AU | 3 AU | 3 AU | — | — |
| b (미확정) | 1.55 ± 0.24 MJ | 3.38–3.50 | 2,502–2,630 | 0.25–0.702 | — | — |
| 소행성대 | 20 AU | 20 AU | 20 AU | 20 AU | — | — |
| c (미확정) | 0.1 MJ | 40? | 102,270 | 0.3 | — | — |
| 먼지 원반 | 35–100 AU | 35–100 AU | 35–100 AU | 35–100 AU | — | — |
에리다누스자리 엡실론(사진 위쪽 중간 별표) 주위 먼지입자로 만들어진 띠를 서브밀리미터 파장에서 찍은 사진. 밝은 부분은 먼지 농도가 가장 높은 지역이다. 오른쪽 아래는 태양과 명왕성 궤도의 크기.
태양계와 엡실론 계의 먼지 띠와 행성 궤도를 비교한 그림. 맨 위가 태양계 내행성과 소행성대. 두 번째가 엡실론 계의 안쪽 소행성대와 행성 b 예측도. 세 번째는 두 항성계의 외행성대를 비교한 그림.
행성계 > 먼지 원반

제임스 클라크 맥스웰 망원경으로 엡실론을 850 마이크로미터 파장에서 관측한 결과 별주위 시반경 35초각 크기의 구조에서 초과 복사속(輻射束)이 검출되었다. 방출량이 최고조인 곳은 시반경 18초각 지점으로 중심별로부터 약 60 천문단위 거리이다. 별로부터 35~75 천문단위 범위에 걸쳐 매우 높은 수준의 에너지 방출이 관측되었으며 30 천문단위 안쪽으로는 급격하게 그 양이 줄어들었다. 이 방출현상은 먼지로 이루어진 원반구조 또는 '젊은 카이퍼 벨트'가 엡실론 주위에 있는 것으로 해석할 수 있다. 지구에서 볼 때 이 띠 구조는 시선방향에서 약 25도 기울어져 보인다.
먼지 원반에 있는 먼지 또는 물의 얼음은 항성풍이 별 가까이로 이들을 잡아당기는 과정 또는 항성 복사작용이 먼지 낱알들을 천천히 나선형으로 중심별로 당겨오는 작용(폰팅-로버트슨 효과)을 통해 별 가까이로 끌려간다. 이와 동시에 끌려가는 먼지는 서로 부딪치면서 부서지기도 한다. 이런 과정을 거쳐 원반 안에 있는 먼지가 전부 깨끗하게 사라지는 데 걸리는 시간은 현 엡실론의 나이보다 짧을 것으로 예측된다. 여기에서 현재 먼지원반은 충돌 또는 더 큰 어미천체들의 상호작용으로 만들어졌으리라 추측되며 현 원반 상태로 볼 때 엡실론 계는 행성이 형성되는 막바지 단계에 이른 것으로 보인다. 먼지원반 구조가 생겨난 후 계속 현재의 상태를 유지하려면 대충 지구 11개 정도 질량의 어미천체가 서로 충돌해야 한다는 계산이 나왔다.
먼지 원반에는 대략 달질량 6분의 1 정도의 먼지가 섞여 있는데 이들 입자 크기는 3.5 마이크로미터 정도이며 온도는 약 55 켈빈이다. 이 먼지입자는 10~30 킬로미터 크기에 총질량이 지구의 5~9배에 이르는 혜성 무리가 서로 충돌하여 만들어졌다. 이는 우리 태양계에 있던 원시 카이퍼벨트 총질량(지구의 10배 정도)과 비슷한 값이다. 그러나 엡실론별 주위에 있는 일산화 탄소의 양은 2.2 × 1017 kg 미만이다. 이로부터 엡실론별 주위에는 태양계 카이퍼 벨트보다 휘발성 물질을 머금은 혜성이나 얼음물질로 이루어진 미행성이 적음을 추측할 수 있다.
먼지 원반에 있는 '덩어리 구조'는 행성 하나(에리다누스자리 엡실론 b)가 중력으로 섭동을 일으켰기 때문일 것이다. 이 먼지원반 내 덩어리는 가상 행성 궤도와 정수비의 궤도공명을 일으키는 장소에 생겨난다. 예를 들면 행성이 별을 세 바퀴 돌 때 그 바깥쪽 먼지원반이 두 번 돌면 이를 3:2 궤도공명 상태에 있다고 표현한다. 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 현 먼지원반 모양은 행성과 원반이 5:3, 3:2 공명비를 보이고, 행성의 궤도이심률이 0.3 정도일 경우 만들어질 수 있다고 한다. 하지만 원반의 덩어리 구조는 명왕성족과 같은 왜소행성끼리 부딪혀 만들어진 결과일 수도 있다.
행성계 > 소행성대와 황도먼지띠

천문학자들의 연구에 따르면 에리다누스자리 엡실론 계에는 소행성대 둘과 황도먼지띠 하나가 있다. 이 중 후자는 태양계의 황도광과 거의 비슷한 구조이다.
2008년 NASA 소속 칼 스테펠펠트는 스피처 우주 망원경의 적외선 카메라와 분광계를 이용하여 엡실론을 관측한 결과 소행성대가 2개 있음을 알아냈다. 소행성대 둘 중 항성에 가까운 쪽은 공전궤도 반지름이 약 3.00 ± 0.75 AU로 태양계 소행성대와 거의 같은 거리에 있다. 이 소행성대에는 규소로 이루어진 먼지입자가 있는데 알갱이의 평균 크기는 3 마이크로미터에 총질량은 대략 1018 kg이다. 행성 b의 존재를 가정할 경우 이 소행성대는 행성의 중력 섭동 때문에 b 궤도 바깥으로부터 물질을 공급받을 수 없을 것이다. 따라서 소행성대 내 먼지는 소행성들이 쪼개지거나 서로 충돌하여 만들어진 것으로 보인다. 바깥쪽 소행성대는 안쪽 소행성대와 바깥쪽 먼지 원반 사이에 있으며 거리는 항성으로부터 약 20 AU이다. 이 띠는 안쪽 소행성대보다 밀도가 높다. 적어도 행성 두 개가 이들 소행성대 구조를 유지시키고 있는 것으로 보인다.
엡실론의 황도먼지띠는 에리다누스자리 엡실론 b 안쪽에 있으며 예상 총질량은 지구의 1천 분의 1 수준이다. 이 먼지띠를 이루는 물질은 별로부터 약 55~90 천문단위 먼지원반 지역에서 생겨났으며 이후 행성 b 궤도를 통과하여 항성 근처로 다가왔다. 현재 관측되는 별 주위 적외선 스펙트럼 및 밝기로 미루어 보아 먼지 입자끼리 충돌하여 지금의 띠 구조를 만들었다. 입자가 태어났던 곳은 얼음의 승화가 일어나지 않는 곳(항성으로부터 10 천문단위 바깥으로 온도가 100 켈빈보다 낮다.)이었고 먼지는 얼음과 규산염이 적당히 섞여 있는 상태였으나 항성으로 접근하면서 휘발성 물질은 날아가고 규산염만이 남게 되었다.
행성계 > 2.5 천문단위 안쪽

MMT 망원경의 한계성능에 가까운 거리인 항성으로부터 2.5 천문단위 이내 영역은 먼지가 없고 맑게 개어 있는 것으로 보인다. 항성풍이 이 부분에 있는 먼지입자를 쓸어 날렸을 가능성이 크나 행성 때문에 먼지가 없어졌을 수도 있다. 다만 엡실론에 더 가까운 곳에 소행성대가 존재할 가능성이 없는 것은 아니다. 그러나 그 총질량은 태양계 소행성대보다는 작을 것이다.