Ezzel a cefeida típusú változócsillagok közül az RS Pup távolsága ismert a legnagyobb pontossággal. A rendkívül kis hibának az egyedi mérésen túlmutató jelentősége van.
A cefeidák pulzáló változócsillagok, nevüket az osztály prototípusáról, a δ Cephei csillagról kapták. A periódus–fényesség-reláció majdnem száz évvel ezelőtti felismerése (Henrietta Leavitt, 1912) óta a legfontosabb távolságindikátorok közé tartoznak: jellegzetes fénygörbéjük alapján könnyen meghatározható pulzációs periódusuk, ebből kiszámítható teljes fénykibocsátásuk, ami a látszó fényességgel összevetve kiadja a cefeidákat tartalmazó csillagrendszerek, pl. más galaxisok távolságát. Az új mérés egyéb hasonló munkákkal összehasonlítva azért különösen fontos, mert tisztán geometriai alapokon nyugszik, a távolság meghatározásához a csillag fizikai paramétereiről, a pulzáció természetéről nem kell előzetesen semmilyen feltevéssel élni.
Az RS Pup a Napnál körülbelül 10-szer nagyobb tömegű, mérete központi csillagunkénak 200-szorosa, energiakibocsátása pedig átlagban 15000-szeresen haladja meg a Napét. A fényváltozás periódusa 41,4 nap, ami a galaktikus cefeidák között az egyik leghosszabb. A változás amplitúdója eléri a 2 magnitúdót, azaz az RS Pup maximumban ötször fényesebb, mint minimumban. A csillag érdekessége, hogy a cefeidák között szinte egyedülálló módon egy nagykiterjedésű reflexiós ködbe van beágyazódva, melyet 1961-ben fedezett fel B. Westerlund. A köd eredete még tisztázatlan, gyűrűs szerkezete azonban azt sejteti, hogy a benne található anyag forrása legalább részben az RS Pup periodikusan felfúvódó, majd összehúzódó légköre. Becslések szerint a csillag tömegvesztési rátája 10-6 naptömeg/év körüli.
A köd jelenléte lehetővé teszi annak megfigyelését, hogy a csillag jellegzetes fényváltozásának hatása milyen módon jelentkezik a közvetlen környezetében. A mérés elve az, hogy a köd nagyon finom porszemcséiről az irányunkba visszaverődő fény egy kicsit később éri el a teleszkópot, mint a csillagról közvetlenül érkező fotonok. A köd néhány kiválasztott, jellegzetes porcsomójának fényességváltozása ugyanolyan jellegű lesz, mint a csillagé, de azt időben (fázisban) eltolva követi. Erre a késleltetésre a megfelelő hangeffektus mintájára a szakirodalom a "visszfény" (light echo) kifejezést használja. Az egyes csomók fényességváltozásának nyomonkövetésével meghatározható a csomó csillagtól mért távolsága: a késleltetést egyszerűen meg kell szorozni a fény sebességével. Ezen valódi távolság és a szintén mérhető porcsomó-csillag szögtávolság ismeretében aztán a csillag távolsága maga is meghatározható.
Az RS Pup távolsága a fenti módszerrel 1992 parszeknek (kb. 6500 fényév) adódott, a hiba pedig mindössze 28 parszek (90 fényév).
A jelenséget és a mérés elvét magyarázó animációk az ESO sajtóközleményének mellékleteként tölthetők le.
Az eredményeket részletező szakcikk az Astronomy & Astrophysics c. folyóiratban fog megjelenni.
