ぎょしゃ座イプシロン星
ぎょしゃ座ε星は1982年から1984年にかけて減光した。この時の観測で食甚の最中にぎょしゃ座ε星が増光しているという興味深い現象が捉えられた。そのため不透明な平べったい円盤の真ん中には穴が開いていて、ちょうどドーナツのような形をしているのではないかとのモデルが提唱された。そしてドーナツ型をしていると見られる不透明な円盤の形状ならびに伴星の質量から、伴星自体が連星なのではないかとの説が唱えられた。しかしこの説でも伴星が観測にかからないという事実を満足に説明は出来なかった。
ぎょしゃ座ε星は、ぎょしゃ座の恒星で3等星。変光が確認されて以来長い間その変光メカニズムが説明困難なため研究の対象とされてきた食変光星である。
つまり、減光と復光の期間が1とすれば食甚の期間は2となる。主星の光度が2分の1になるのだから、仮に伴星が全く光を発しないとしても主星の面積の半分を隠さなければならない。しかし主星の半分以上の大きさの伴星が主星を隠すのであれば、減光と復光の期間がもっと長くなるはずであり、減光・復光と食甚の期間の比率が1:2になるという事実に説明がつかない。つまり普通の食変光星のモデルではぎょしゃ座ε星の変光を説明することは不可能であった。
食の期間が約2年間に及ぶこと、ぎょしゃ座ε星自体が遠い距離にある星であることなどから、伴星は極めて大きな天体であることが想定された。しかし、分光観測でも食の前後と食の最中でスペクトル型にほとんど変化が見られず、その正体がつかめなかった。もし伴星が主星の前を横切らない角度に地球が位置すれば、ぎょしゃ座ε星は単にスペクトル型A8の超巨星とされていたであろう。
やがて伴星に対する主星の動きから伴星の質量が計算された。伴星の質量は主星ほどではないが極めて大きく、主星が太陽の質量の15~20倍程度、そして伴星も10倍程度はあるとされた。これほどの質量を持つ天体が見えないという事実をどう説明するかという難問も持ち上がった。