Kad Habls pirmo reizi atklāja Cepheid mainīgo galaktikā M31, Visums pieauga. Iepriekš daudzi astronomi uzskatīja, ka izplūdušie “spirālveida miglāji” ir mazi gāzes un putekļu plankumi mūsu pašu galaktikā, taču, izmantojot perioda un gaismas intensitātes attiecības, kas ļāva viņam noteikt attālumu, Habls parādīja, ka tie ir “salu visumi”, vai galaktikas pašas par sevi.
Drīz pēc tam Habls (kā arī citi astronomi) sāka meklēt citus izplūdušos Cepheids plāksterus. Starp tiem bija spirālveida galaktika M33, kurā viņš atklāja 35 kefīdus. Starp tiem bija V19, kam bija 54,7 dienu periods, vidējais lielums 19,59 ± 0,23 MB, un amplitūda 1,1 magnitūdas. Bet saskaņā ar neseno darbu, kas atklāts nesenajā Amerikas astronomijas biedrības sanāksmē, V19 vairs nešķiet pulsējošs kā kefīds.
Jaunajā pētījumā izmantoti novērojumi no 3,5 m Viskonsinas, Indiānas, Jēlas un NOAO (WIYN) observatorijas, kā arī 1,3 m Robotiski kontrolētais teleskops (RCT), ko kopīgi izmanto universitāšu un pētniecības iestāžu grupa. Jaunie novērojumi apstiprina 2001. gada ziņojumu, kurā konstatēts, ka V19 ir samazinājis spilgtuma amplitūdu līdz vismaz mazāk nekā 10% no lieluma, par kuru Habls paziņoja 1926. gadā, un, iespējams, arī turpmāk, jo jebkādas svārstības bija zem sliekšņa, kuru instrumenti varēja noteikt.
Tagad, ja pastāv kādas variācijas, tā ir mazāka par 0,1 magnitūdu. Jaunais pētījums ziņo, ka var būt nelielas svārstības, taču novērojumiem raksturīgās nenoteiktības dēļ tas tik tikko pārsniedz fona troksni, un paziņotāji nav apņēmušies ievērot šos secinājumus. Tā vietā viņi apņēmās turpināt novērojumus ar lielākiem instrumentiem vienādojumā, lai samazinātu instrumentālo kļūdu, kā arī pievienoja spektroskopiskos mērījumus, lai izpētītu citas zvaigznes izmaiņas. Vēl viena no savdabīgajām V19 izmaiņām ir palielinājums par aptuveni pusi no lieluma līdz 19,08 ± 0,05.
Šīs izmaiņas ir pārsteidzoši līdzīgas citai, vairāk slavenai zvaigznei: Polaris. Tā kā novērojumi ir daudz ciešāki, novērojumi ir bijuši daudz biežāki un ar zemākiem atklāšanas sliekšņiem. Iepriekš tika ziņots, ka šīs zvaigznes amplitūda bija 0,1 magnitūda, kas saskaņā ar 2004. gada pētījumu bija samazinājusies līdz 0,03 magnitūdām. Turklāt, balstoties uz seniem ierakstiem, astronomi ir aprēķinājuši, ka Polaris ir spilgts arī aptuveni 2000 gadu laikā.
Pēc Eduarda Guinaņa no Villanova universitātes un viena no jaunās novērošanas komandas locekļiem teiktā, “abas zvaigznes piedzīvo negaidīti straujas un lielas pulsācijas īpašību un spilgtuma izmaiņas, kuras vēl nav izskaidrotas teorijā”.
Primārais šo dramatisko izmaiņu skaidrojums ir vienkārša evolūcija: Zvaigznēm novecojot, tās ir izkļuvušas no nestabilitātes joslas - HR diagrammas apgabala, kurā zvaigznēm ir nosliece uz pulsāciju. Bet šīs zvaigznes var nebūt pilnībā pazudušas no periodisko mainīgo grupas. 2008. gadā pētījumā, kuru vadīja Hanss Brunts no Sidnejas universitātes, tika ierosināts, ka Polaris amplitūda varētu palielināties. Komanda atklāja, ka no 2003. līdz 2006. gadam svārstību mērogs ir palielinājies par 30%.
Tas ir licis citiem astronomiem aizdomāties, ka Kefeīdos, kas pazīstami kā Blažko efekts, spēlē varētu būt papildu efekts. Šis efekts, ko bieži novēro RR Lyrae zvaigznēs (cits periodisko mainīgo tips), ir periodiskas variācijas izmaiņas. Kaut arī nav skaidra skaidrojuma par šo efektu, astronomi ir ierosinājuši, ka tas varētu būt saistīts ar vairākiem pulsācijas režīmiem, kas konstruktīvi un destruktīvi traucē un reizēm veido rezonanses.
Galu galā šīs dīvainās spilgtuma izmaiņas nav izskaidrojamas, un būs nepieciešams, lai astronomiem būtu rūpīgi jāuzrauga šīs zvaigznes, kā arī citi kefīdi, lai meklētu cēloņus.
