A lengyel kutatócsoport az OGLE gravitációs mikrolencse program keretében felfedezett OGLE-LMC-CEP0227 katalógusjelű objektumot vizsgálta az ESO 3,6 méteres távcsövén üzemelő HARPS spektrográffal rögzített színképek segítségével. Az OGLE-LMC-CEP0227 az első és eddig egyetlen olyan fedési kettős rendszer, melynek egyik komponense egy klasszikus cefeida típusú pulzáló változócsillag. Az, hogy a komponensek periodikusan eltakarják egymást, illetve hogy a fényességük nagyjából hasonló, így a kettős színképében mindkettő vonalai azonosíthatók, egyedülálló lehetőséget biztosított a tömegek nagy pontosságú meghatározására.

A klasszikus cefeidák a Napnál sokkal nagyobb és fényesebb csillagok, melyek pulzálnak, méretüket változtatják, néhány naptól néhány hónapig terjedő periódussal kitágulnak és összehúzódnak, miközben a fényességük is változik. A fényesebb cefeidák fényváltozási periódusa hosszabb, mint a halványabbaké, ez a híres periódus-fényesség reláció, ami a periódus és a látszó fényesség viszonylag könnyű mérhetősége miatt lehetővé teszi az abszolút fényesség, ezen keresztül pedig a távolság meghatározását. Mivel a cefeidák nagy távolságból is jól felismerhetők, különleges tulajdonságuk miatt szerepük elsőrendű fontosságú a kozmikus távolságskála kalibrálásában.

A pulzációs mechanizmusuk megértésében, fizikai paramétereik feltérképezésében még jócskán vannak fehér foltok. Ezek közül az egyik leghosszabb múltra visszatekintő a tömeg problematikája: a pulzációelméletből származtatott tömegük 20-30 százalékkal kisebbnek adódik, mint a csillagfejlődési elméletek által jósolt érték. A problémát már a hatvanas években felismerték, a megoldás azonban mostanáig váratott magára. Ennek oka éppen az volt, hogy a tömeg kérdést eldöntő pontosságú meghatározásához szükséges, cefeidát tartalmazó fedési kettős felfedezésére nagyon kicsi az esély: mind a fedési kettősök, mind a cefeidák viszonylag ritkák, a Tejútrendszerben nem is ismerünk ilyen rendszert.

Az OGLE-LMC-CEP0227 azonban pont ilyen. A kettős egyik tagja egy 3,8 napos pulzációs periódusú cefeida, a másik nála egy kicsit nagyobb és halványabb, a két komponens pedig 310 napos keringési periódussal mozog a tömegközéppont körül. A csoport egyik tagja, Wolfgang Gieren szerint a HARPS adatai alapján azonnal és egyértelműen felismerhető volt, hogy a rendszer valóban egy kettős. A fedés során mért fényességértékekből és a színképekből meghatározott radiális sebességekből összeállt adathalmaz alapján a kutatók nagy pontossággal meg tudták határozni a pálya paramétereit, valamint a komponensek tömegét (4,14 ± 0,05 MNap, ill. 4,14 ± 0,07 MNap) és méretét (32.4 ± 1.5 RNap, ill. 44.9 ± 1.5 RNap).

A cefeida 1 százalékos pontossággal meghatározott tömege jól egyezik a pulzációelmélet által jósolt értékkel, és jelentősen eltér a csillagfejlődési elméletekből származtatott értéktől, így az eredmény eldöntötte az évtizedes problémát. Lehet azonban még további hozadéka is: további ilyen rendszerek azonosításával a módszer egyrészt továbbfejleszthető, másrészt segítségükkel akár a Nagy Magellán-felhő távolságának pontatlansága is 1% alá szorítható, jelentősen javítva ezzel a kozmikus távolságskála pontosságát.