Kiedy Hubble po raz pierwszy odkrył zmienną cefeidalną w galaktyce M31, wszechświat się rozrósł. Wcześniej wielu astronomów utrzymywało, że rozmyte „mgławice spiralne” były małymi plamami gazu i pyłu w naszej własnej galaktyce, ale dzięki relacji okres-jasność, która pozwoliła mu określić odległość, Hubble wykazał, że były to „wszechświaty wyspowe”, lub galaktyki same w sobie.
Wkrótce potem Hubble (podobnie jak inni astronomowie) zaczął szukać innych rozmytych łat dla Cefeid. Wśród nich była galaktyka spiralna M33, w której odkrył 35 cefeid. Wśród nich była V19, która miała 54,7 dnia, średnia wielkość 19,59 ± 0,23 M.boraz o amplitudzie 1,1 wielkości. Ale zgodnie z ostatnimi pracami ujawnionymi podczas ostatniego spotkania American Astronomical Society, V19 nie wydaje się już pulsować jak cefeid.
Nowe badania wykorzystują obserwacje z 3,5-metrowego obserwatorium Wisconsin, Indiana, Yale i NOAO (WIYN), a także z 1,3-metrowego teleskopowo sterowanego teleskopu (RCT) obsługiwanego wspólnie przez grupę uniwersytetów i instytucji badawczych. Nowe obserwacje potwierdzają raport z 2001 r., W którym stwierdzono, że V19 zmniejszył amplitudę jasności do co najmniej 10% wielkości zgłoszonej przez Hubble'a w 1926 r., A być może dalej, ponieważ wszelkie wahania były poniżej progu wykrywalnego przez instrumenty.
Teraz, jeśli istnieje jakakolwiek zmiana, jest mniejsza niż 0,1 wielkości. Nowe badanie donosi, że mogą występować niewielkie fluktuacje, ale ze względu na nieodłączną niepewność w obserwacjach, ledwo przewyższa hałas tła i spikerowie nie poparli tych ustaleń. Zamiast tego zobowiązali się do kontynuowania obserwacji przy użyciu większych instrumentów do równania w celu zmniejszenia błędu instrumentalnego, a także dodania pomiarów spektroskopowych w celu zbadania innych zmian w gwieździe. Kolejną osobliwą zmianą, jaką przeszło V19, jest wzrost o około połowę wielkości do 19,08 ± 0,05.
Zmiany te są uderzająco podobne do innej, bardziej znanej gwiazdy: Polaris. Ze względu na znacznie bliższy charakter obserwacje były znacznie częstsze i miały niższe progi wykrywalności. Wcześniej opisywano, że ta gwiazda ma amplitudę 0,1 jasności, która według badań z 2004 r. Spadła do 0,03 jasności. Ponadto, na podstawie starożytnych zapisów, astronomowie oszacowali, że Polaris rozjaśnił się również o pełnej wielkości w ciągu ostatnich 2000 lat.
Według Edwarda Guinana z Uniwersytetu Villanova i jednego z członków nowego zespołu obserwacyjnego „obie gwiazdy doświadczają nieoczekiwanie szybkich i dużych zmian ich właściwości pulsacyjnych i jasności, które nie zostały jeszcze wyjaśnione teorią”.
Podstawowym wyjaśnieniem tej dramatycznej zmiany jest prosta ewolucja: gdy gwiazdy się starzeją, wyszły z paska niestabilności, obszaru na wykresie HR, w którym gwiazdy są podatne na pulsacje. Ale gwiazdy te mogą nie zostać całkowicie utracone z rodziny zmiennych okresowych. W 2008 r. Badanie przeprowadzone przez Hansa Bruntta z University of Sidney zasugerowało, że amplituda Polaris może rosnąć. Zespół stwierdził, że od 2003 do 2006 r. Skala oscylacji wzrosła o 30%.
Doprowadziło to innych astronomów do podejrzeń, że w Cefeidach może występować dodatkowy efekt zwany efektem Blazhko. Ten efekt, często obserwowany w gwiazdach RR Lyrae (inny typ zmiennych okresowych), jest okresową odmianą tej zmiany. Chociaż nie ma dokładnego wyjaśnienia tego efektu, astronomowie sugerują, że może to wynikać z wielu trybów pulsacyjnych, które ingerują konstruktywnie i destrukcyjnie, a czasami tworząc rezonanse.
Ostatecznie te dziwne zmiany jasności są niewyjaśnione i będą wymagały od astronomów uważnego monitorowania tych gwiazd, a także innych cefeid w celu znalezienia przyczyn.
