Когато Хъбъл откри за първи път променлива Цефеид в галактика М31, Вселената расте. Преди това много астрономи са считали, че размитите „спираловидни мъглявини“ са малки петна от газ и прах в нашата собствена галактика, но чрез връзката Период-светимост, която му позволява да определи разстоянието, Хъбъл демонстрира, че това са „островни вселени“, т.е. или галактики сами по себе си.
Скоро след това Хъбъл (както и други астрономи) започва да търси други размити лепенки за Цефеиди. Сред тях беше спиралната галактика M33, в която откри 35 цефеиди. Сред тях беше V19, който имаше период от 54,7 дни, средна величина 19,59 ± 0,23 МB, и амплитуда от 1,1 величини. Но според неотдавнашна работа, разкрита на неотдавнашното заседание на Американското астрономическо общество, V19 вече не изглежда пулсиращ като цефеид.
Новото изследване използва наблюдения от 3,5-милиметровата обсерватория Уисконсин, Индиана, Йейл и NOAO (WIYN), както и 1,3-метровия роботоконтролиран телескоп (RCT), опериран съвместно от група университети и изследователски институции. Новите наблюдения потвърждават доклад от 2001 г., който установява, че V19 е намалял амплитудата на яркостта си до поне по-малко от 10% от величината, отчетена от Хъбъл през 1926 г., и евентуално още повече, тъй като всички колебания са под прага, откриваем от инструментите.
Сега, ако има някаква вариация, тя е по-малка от 0,1 величини. Новото проучване съобщава, че може да има някои малки колебания, но поради присъщата несигурност в наблюденията, той едва надвишава фоновия шум и дикторите не се ангажират с тези констатации. Вместо това те обещаха да продължат наблюденията с по-големи инструменти към уравнението, за да натиснат инструменталната грешка, както и да добавят спектроскопични измервания, за да изследват други промени в звездата. Друга от особените промени, които V19 претърпя, е увеличение с около половината от магнитуд до 19.08 ± 0.05.
Тези промени са поразително подобни на друга, по-известна звезда: Поларис. Поради много по-близкия си характер наблюденията са много по-чести и с по-ниски прагове на откриване. По-рано се съобщава, че тази звезда има амплитуда от 0,1 магнитуди, която според проучване от 2004 г. е намаляла до 0,03 величини. Освен това, въз основа на древни записи, астрономите са изчислили, че Поларис също се е увеличил с пълна величина през последните 2000 години.
Според Едуард Гинан от университета Виланова и един от членовете на новия наблюдателен екип „двете звезди изпитват неочаквано бързи и големи промени в своите пулсационни свойства и яркост, които все още не са обяснени на теория“.
Основното обяснение на тази драматична промяна е простата еволюция: След като звездите остаряват, те се изнесоха от лентата на нестабилността, регион на HR диаграмата, в който звездите са склонни към пулсации. Но тези звезди може да не бъдат напълно загубени от семейството на периодични променливи. През 2008 г. проучване, ръководено от Ханс Брунт от университета в Сидни, предполага, че амплитудата на Поларис може да се увеличава. Екипът установи, че от 2003 до 2006 г. мащабът на трептенията се е увеличил с 30%.
Това накара други астрономи да подозират, че може да има допълнителен ефект при игра в Цефеиди, известен като ефект на Блажко. Този ефект, често наблюдаван в звездите на RR Lyrae (друг тип периодични променливи), е периодично изменение на вариацията. Въпреки че няма твърдо обяснение за този ефект, астрономите предполагат, че той може да се дължи на множество пулсационни режими, които се намесват конструктивно и разрушително и от време на време образуват резонанси.
В крайна сметка тези странни промени в яркостта са необясними и ще се наложи астрономите да трябва внимателно да наблюдават тези звезди, както и други цефеиди, за да търсят причини.
