五车二 （御夫座α）是御夫座最亮的恒星，也是全天第六亮星，在北半球仅次于大角星和织女星，是北天第三亮星。它的英文名称源自拉丁文，原意是。拜耳命名法指定它是α星，缩写为α Aurigae、α Aur或Alpha Aur。虽然以裸眼看它似乎只是一颗恒星，但它实际上是一个恒星系统，是由4颗恒星组成的两对联星。第一对的两颗暨大且亮，是G-型巨星，每颗的直径都是太阳的10倍，质量是太阳质量的2.5倍，在很靠近的轨道上互绕着。这两颗星各自的名称是五车二Aa和五车二Ab，未来也都会逐渐冷却和膨胀，演化成为红巨星。第二对，与第一对相距大约10,000天文单位，且两颗都是黯淡、低质量、和相对较低温的红矮星。它们的名称分别是五车二H和五车二L，而从C到G和I到K，则是在同一个视野中，但其实毫无关连性的其它恒星。五车二的系统相对邻近地球，距离只有42.2光年（12.9秒差距） 。
利克天文台的教授William Wallace Campbell依据光谱观测的基础，在1899年宣布五车二是联星 －他指出，从1896年8月至1897年2月的摄影干版上出现了叠加在第一条谱线上的第二条谱线，而在9月和10月是多普勒效应造成的紫色，在11月和2月是红色－ 显示伴星是朝向地球接近和远离（彼此互相环绕着）。许多观测者尝试辨识出这颗伴星，但是都没有成功。被称为"干涉测量之友"的五车二，它于1919年首度被威尔逊山天文台的约翰·安德森（John Anderson）和法兰西斯·毕斯（Francis Pease）以干涉测量解析出来，并依据他们的观测在1920年发表了一个轨道。这是首度成功的以干涉测量太阳系以外的天体。基于马克III恒星干涉仪的观测，威尔逊山天文台在1994年再次发表了一个高精度的轨道。五车二在1995年9月由剑桥光学孔径合成望远镜拍摄，使它成为通过单独一个光学干涉仪元素成像的第一个天体。
在1914年，傅如杰（R. Furuhjelm）观测前述提到的这个光谱联星有黯淡的伴星，其中的自行正如光谱联星所显示的，彼此可能有着物理上的关联性。在1936年，卡尔·司坦斯（Carl L. Stearns）观测到这颗伴星可能本身就是双星；稍后得到古柏（G. P. Kuiper）的证实。
五车二看起来是饱满的黄白色，而在白天用望远镜观测，黄白的颜色由于蓝天的衬托，在对比下就更加明显。它是御夫座最明亮的恒星，也是夜空中第六亮星，北天的第三亮星（在大角星和织女星之后），在北纬40°见到的第四亮星。它是最接近天北极的一等星 ，它在被昵称为"孩子"（御夫座的ε、ζ、η）的三角形东北方几度。
五车二的纬度偏北，使它只能在南纬44°以北 －包括新西兰的最南端、阿根廷和智利以及福克兰群岛－ 的地区见到。相反的，它在北纬44°以北是市拱极星：整个英联邦和斯堪的纳维亚、大多数的法国地区、加拿大和美国的最北端，这颗恒星永远不会没入地平线下。五车二和织女星分列在北极的两侧相同的距离上，这两颗恒星的假想连线几乎就经过北极星。
在210,000年至160,000年之前，五车二的亮度是 -1.8等，是当时夜空中最亮的星。在这段时间之前最亮的是 -1.1等的毕宿五，它和五车二彼此相当靠近，并且是当时的北极星。
五车二的系统包含一对由明亮的巨星组成的联星，和另一对较暗且在相同距离外一起环绕的红矮星。两个主角是五车二A和五车二B，而较暗的伴星是五车二H和五车二L －标示为五车二C至G的其实是毫无关联，只是在同一个视野内的恒星。
美国天文学家欧林 J.艾根（Olin Jeuck Eggen）在1960年一篇论文中分析了五车二的自行和视差，指出它是毕宿移动星群的成员之一，这是与毕宿星团有着相同运动方向的星流。集团中的成员有着相似的年龄，质量大约都是2.5太阳质量，并且已经开始离开主序带，正在膨胀成为表面温度较低的红巨星。他测得的光谱类型是G8III和G0III，但是较热这颗星的性质与它的伴星相较，在年龄上并不相符，它可能已经是一颗红巨星，并且再次增温。
五车二的亮联星对由两颗G-型光谱巨星组成。第一颗。主星，的表面温度大约是4,900K，半径大约12太阳半径，质量大约2.7太阳质量，在所有波长上的光度大约是太阳的79倍。另一颗，伴星，表面温度大约是5,700K，半径约9太阳半径，质量约2.6太阳质量，全波长的光度约为太阳的78倍。虽然在所有波长上的辐射量上，主星是比较亮的，但是在可见光的波段上，主星却较为黯淡，视星等为 +0.91，而伴星的是星等为 +0.76。
这个系统被归类为猎犬座RS型变星，是一种有着活跃色球层，会形成巨大星斑的联星。但不同于这类型的系统，较热的伴星有着更活跃的大气层。它很可能位于赫罗间隙 －一个正在改变角动量和深化对流层的阶段。
从地球上观察，这一对联星不是食双星，两者都不会从对方的前面经过。这两颗星在轨道上大约相距一亿公里，轨道周期大约104天。这两颗恒星在主序带的生命期时可能是A型的光谱，类似于织女星；但它们现在正在膨胀、冷却，成为越来越亮的红巨星，而这个过程可能需要数百万年。 其中质量较大的一颗，被认为在核心已经开始氦融合成碳和氧的反应，而质量较轻的一颗则尚未开始。
分别在1962年9月20日和1963年3月15日发射的两支Aerobee高空探测火箭在位于御夫座的赤经05h09m、赤纬+45°的地方探测到显著的X射线源。 五车二被确认在误差范围内。
恒星X射线天文学起源于1974年4月5日对五车二的X射线探测。 那天进行了一次校准火箭飞行姿态控制，恒星传感器把有效载荷轴指向五车二(α Aur)。这期间，X射线反射系统和恒星传感器共同探测到了范围为0.2—1.6 keV的X射线。 这次X射线的光度(x) 的数量级为~1024 W (1031 erg s−1)，这比太阳X射线光度要高4个数量级。
五车二是一个X射线源，这被认为主要源于更大质量恒星的日冕层。 五车二是ROSAT X射线源1RXS J051642.2+460001.
天球赤道座标：
05h 16m 41.3591s，45° 59′ 52.768″
