Kun Hubble löysi ensimmäisen kerran kefeidimuuttujan galaksista M31, maailmankaikkeus kasvoi. Aikaisemmin monet tähtitieteilijät olivat todenneet, että sumeat "spiraalimutot" olivat pieniä kaasu- ja pölypilkkuja omassa galaksissamme, mutta ajanjakso-valoisussuhteen kautta, joka antoi hänelle mahdollisuuden määrittää etäisyys, Hubble osoitti, että nämä olivat "saareuniversioita", tai galakseja itsessään.
Pian sen jälkeen Hubble (samoin kuin muut tähtitieteilijät) aloitti etsimisen muista sumeaista laastarista kefeidejä varten. Heidän joukossaan oli spiraal galaksi M33, josta hän löysi 35 kefeidiä. Niiden joukossa oli V19, jolla oli 54,7 päivän jakso, keskimääräinen voimakkuus 19,59 ± 0,23 MB, ja amplitudi 1,1 magnitudia. Mutta äskettäisessä American Astronomical Society -kokouksessa paljastuneen työn mukaan V19 ei enää tunnu olevan sykkivä kefeidinä.
Uusi tutkimus käyttää havaintoja 3,5 metrin päässä Wisconsinista, Indianasta, Yalelta ja NOAO: lta (WIYN) toimivasta observatoriosta sekä yliopistojen ja tutkimuslaitosten ryhmän yhdessä käyttämästä 1,3 metrin robottiohjatusta teleskoopista (RCT). Uudet havainnot vahvistavat vuoden 2001 raportin, jonka mukaan V19 oli vähentänyt kirkkaus amplitudiaansa vähintään alle 10%: iin Hubblen ilmoittamasta voimakkuudesta vuonna 1926, ja mahdollisesti edelleen, koska mahdolliset vaihtelut olivat instrumentin havaitsemien kynnysarvojen alapuolella.
Nyt, jos jokin variaatio on olemassa, se on alle 0,1 magnitudia. Uusi tutkimus kertoo, että pieniä vaihteluita voi olla, mutta havaintoihin liittyvästä epävarmuudesta johtuen se tuskin ylittää taustamelua ja ilmoittajat eivät sitoutuneet näihin havaintoihin. Sen sijaan he sitoutuivat jatkamaan havainnointia yhtälöllä suuremmilla instrumenteilla instrumenttivirheen vähentämiseksi ja lisäämään spektroskopisia mittauksia tutkimaan muita tähtiä koskevia muutoksia. Toinen erityisistä muutoksista, joita V19 on suorittanut, on noin puolen suuruinen lisäys 19,08 ± 0,05: een.
Nämä muutokset ovat hämmästyttävän samanlaisia kuin toinen, kuuluisempi tähti: Polaris. Sen huomattavasti läheisemmän luonteen vuoksi havainnot ovat olleet paljon tiheämpiä ja alhaisilla havaitsemiskynnyksillä. Tähden oli aiemmin ilmoitettu olevan amplitudina 0,1 magnitudia, joka vuoden 2004 tutkimuksen mukaan oli vähentynyt 0,03 magnitudiin. Lisäksi tähtitieteilijät ovat muinaisten ennätysten perusteella arvioineet, että Polaris on myös kirkastunut täydellä teholla viimeisen 2000 vuoden aikana.
Edward Guinanin, Villanovan yliopiston, ja uuden seurantaryhmän jäsenten mukaan "molemmat tähdet kokevat odottamattoman nopeasti ja sykeominaisuuksissaan ja kirkkaudessaan suuria muutoksia, joita ei vielä selitetä teoriassa".
Ensisijainen selitys dramaattiselle muutokselle on yksinkertainen evoluutio: Tähtien vanhetessa ne ovat siirtyneet epävakauden kaistaleelta, HR-kaavion alueelta, jolla tähdet ovat alttiita pulsaatioille. Mutta nämä tähdet eivät välttämättä ole kokonaan kadonneet jaksollisten muuttujien perheestä. Vuonna 2008 Sidneyn yliopiston Hans Brunttin johtamassa tutkimuksessa ehdotettiin, että Polarisin amplitudi saattaa kasvaa. Ryhmä havaitsi, että vuosina 2003-2006 värähtelyjen asteikko oli kasvanut 30%.
Tämä on johtanut siihen, että muut tähtitieteilijät epäilevät, että Blazhko-efektiksi kutsuttujen kefeidien leikissä voi olla lisävaikutuksia. Tämä vaikutus, joka näkyy usein RR Lyrae -tähdissä (toisen tyyppinen jaksollisen muuttujan tyyppi), on variaation jaksollinen variaatio. Vaikka tälle vaikutukselle ei ole tarkkaa selitystä, astronomit ovat ehdottaneet, että se voi johtua useista pulsaatiomoodista, jotka häiritsevät rakentavasti ja tuhoavasti ja muodostavat toisinaan resonansseja.
Viime kädessä näitä outoja kirkkauden muutoksia ei selitetä ja ne vaativat tähtitieteilijöiden tarkkailemaan näitä tähtiä samoin kuin muita kefeidejä syiden etsimiseksi.
