Bezpośrednie wyznaczenie odległości (za pomocą paralaksy) do jednej z takich gwiazd umożliwiło szacowanie dystansu do pozostałych. Dzięki temu Edwin Hubble mógł odkryć ucieczkę galaktyk i zapoczątkować obserwacyjną kosmologię.

Okazało się jednak, że cefeidy dzielą się na podklasy, z których główne dwie to cefeidy klasyczne (I rodzaju), które są pulsującymi nadolbrzymami, oraz cefeidy II rodzaju, które są mniejszymi od Słońca starymi gwiazdami o niskiej metaliczności, należącymi do II populacji gwiazd (zbieżność numeracji rzymskiej przypadkowa, choć symptomatyczna).

Od pół wieku trwa kontrowersja dotycząca mas cefeid klasycznych, które można szacować na dwa sposoby: albo wykorzystując teorię ewolucji gwiazd, albo teorię pulsacji gwiazd. Za pomocą pierwszego z tych sposobów otrzymuje się wynik o około 20% większy.

Do rozstrzygnięcia tej niepokojącej wątpliwości potrzebny by był niezależny pomiar masy jakiejś cefeidy klasycznej. Byłoby to możliwe po znalezieniu cefeidy klasycznej w układzie podwójnym, w płaszczyźnie orbity którego znajdowałby się Układ Słoneczny. Dzięki temu możliwa by była fotometryczna rejestracja wzajemnych zakryć gwiazd pozwalająca, w połączeniu z dokładnymi badaniami spektrometrycznymi, na precyzyjne wyznaczenie mas składników układu podwójnego.

Niestety, ani cefeidy, ani takie układy podwójne nie są wcale specjalnie częste. Dlatego do tego typu poszukiwań potrzebne jest zbadanie olbrzymiej liczby gwiazd. Tego typu przeglądy są uboczną korzyścią eksperymentów zaprojektowanych do poszukiwania zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego, takich jak MACHO lub OGLE.

I właśnie zespół OGLE, w którym dominującą rolę odgrywają astronomowie z Uniwersytetu Warszawskiego, opublikował, pod koniec zeszłego roku, wyniki pomiarów znalezionego przez siebie układu OGLE-LMC-CEP0227. Okazało się, że składniki układu mają (z dokładnością do procenta) identyczną masę, a jeden zakrywa drugi co 310 dni. Pierwszy jest poszukiwaną cefeidą o okresie pulsacji 3,8 dnia, a drugi gwiazdą trochę bardziej zaawansowaną ewolucyjnie, która przestała być cefeidą.

Obserwacje fotometryczne, wydobyte z danych zebranych przez lata obserwacji instrumentem OGLE, zlokalizowanym w Las Campanas Observatory w Chile, zostały uzupełnione o pomiary za pomocą spektrografu MIKE usytuowanego przy 6,5-metrowym teleskopie Magellan Clay zlokalizowanym w tym samym obserwatorium oraz za pomocą spektrografu HARPS ( High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), dołączonego do 3,6-metrowego teleskopu działającego w La Silla European Southern Observatory również w Chile. Precyzyjne pomiary spektrograficzne pozwalają na wyznaczenie prędkości radialnych (wzdłuż kierunku teleskop – badany układ) z dokładnością rzędu Dopasowanie modeli do danych doświadczalnych umożliwiło wyznaczenie parametrów układu podwójnego, w tym (tzw. dynamicznej) masy cefeidy na masy Słońca, podczas gdy masa z modelu pulsacyjnego została określona na masy Słońca. Wskazało to na modele pulsacyjne jako właściwe przy określaniu mas klasycznych cefeid.