Kai Hablas pirmą kartą atrado cefeido kintamąjį galaktikoje M31, visata išaugo. Anksčiau daugelis astronomų teigė, kad neryškūs „spiraliniai ūkai“ yra maži dujų ir dulkių lopai mūsų pačių galaktikoje, tačiau per periodo ir šviesumo ryšį, kuris leido jam nustatyti atstumą, Hablas pademonstravo, kad tai yra „salų visatos“, ar galaktikos savaime.
Netrukus Hablas (kaip ir kiti astronomai) pradėjo ieškoti kitų neaiškių cefidų pleistrų. Tarp jų buvo spiralinė galaktika M33, kurioje jis atrado 35 cefeidus. Tarp jų buvo V19, kurio periodas buvo 54,7 dienos, vidutinis stiprumas 19,59 ± 0,23 MB, o amplitudė - 1,1. Tačiau remiantis neseniai atliktu darbu, atskleistu neseniai įvykusiame Amerikos astronomijos draugijos susirinkime, V19 nebeatrodo pulsuojantis kaip cefeidas.
Naujajame tyrime naudojami stebėjimai iš 3,5 m Viskonsino, Indianos, Jeilio ir NOAO (WIYN) observatorijos, taip pat iš 1,3 m Robotiškai kontroliuojamo teleskopo (RCT), kurį bendrai naudoja universitetų ir mokslinių tyrimų institucijų grupė. Nauji stebėjimai patvirtina 2001 m. Ataskaitą, kurioje nustatyta, kad V19 ryškumo amplitudė sumažėjo iki mažiau nei 10% 1926 m. Hablo pranešto ryškumo ir galbūt dar labiau, nes bet kokie svyravimai buvo žemiau slenksčio, kurį gali aptikti instrumentai.
Dabar, jei yra koks nors variantas, jis yra mažesnis nei 0,1 magnitudės. Naujajame tyrime teigiama, kad gali būti šiek tiek svyravimų, tačiau dėl būdingo stebėjimų netikrumo jis vos neviršija foninio triukšmo ir diktoriai neprisidėjo prie šių išvadų. Vietoj to, jie įsipareigojo tęsti stebėjimą didesniais instrumentais prie lygties, kad sumažintų instrumentinę paklaidą, taip pat pridėjo spektroskopinius matavimus, kad ištirtų kitus žvaigždės pokyčius. Kitas ypatingas V19 pasikeitimas yra maždaug pusės masto padidėjimas iki 19,08 ± 0,05.
Šie pokyčiai yra stulbinamai panašūs į kitą, garsesnę žvaigždę: „Polaris“. Dėl daug artimesnio pobūdžio stebėjimai buvo atliekami daug dažniau ir buvo nustatomos mažesnės aptikimo slenksčiai. Anksčiau buvo pranešta, kad šios žvaigždės amplitudė buvo 0,1 magnito, o tai, remiantis 2004 m. Tyrimu, sumažėjo iki 0,03. Be to, remiantis senovės įrašais, astronomai apskaičiavo, kad „Polaris“ per pastaruosius 2 000 metų taip pat pašviesėjo.
Pasak Edvardo Guinano iš Villanova universiteto ir vieno iš naujos stebėjimo komandos narių, „abi žvaigždės patiria netikėtai greitai ir didelius pulsacijos savybių ir ryškumo pokyčius, kurie dar nepaaiškinti teorija“.
Pagrindinis šio dramatiško pokyčio paaiškinimas yra paprastas evoliucija: Žvaigždėms senstant, jos pasitraukė iš nestabilumo juostos, HR diagramos srities, kurioje žvaigždės linkusios į pulsaciją. Tačiau šios žvaigždės negali būti visiškai prarastos iš periodinių kintamųjų šeimos. 2008 m. Sidnėjaus universiteto, vadovaujamo Hanso Brunto, tyrimas parodė, kad Polaris amplitudė gali padidėti. Komanda nustatė, kad nuo 2003 iki 2006 m. Virpesių mastas padidėjo 30%.
Tai paskatino kitus astronomus įtarti, kad žaidime „Cepheids“, vadinamame „Blažko efektu“, gali atsirasti papildomas efektas. Šis poveikis, dažnai pastebimas RR Lyrae žvaigždėse (kitas periodinių kintamųjų tipas), yra periodiškas variacijos kitimas. Nors nėra tvirto šio efekto paaiškinimo, astronomai teigė, kad tai gali kilti dėl daugybės pulsacinių režimų, trukdančių konstruktyviai ir destruktyviai bei retkarčiais formuojantys rezonansus.
Galų gale šie keistai ryškūs pokyčiai yra nepaaiškinami ir jiems reikės astronomų, kad šie galėtų atidžiai stebėti šias žvaigždes, taip pat kitus cefeidus, norėdami ieškoti priežasčių.
