Ko je Hubble prvič odkril cefidno spremenljivko v galaksiji M31, je vesolje raslo. Pred tem so mnogi astronomi menili, da so meglene "spiralne meglice" majhni zaplate plina in prahu znotraj naše lastne galaksije, vendar je Hubble s pomočjo razmerja Period-Svetilnost, ki mu je omogočil določanje razdalje, pokazal, da gre za "otoške vesolje", ali same galaksije.
Kmalu zatem je Hubble (kot tudi drugi astronomi) začel iskati druge nejasne zaplate cefeidov. Med njimi je bila spiralna galaksija M33, v kateri je odkril 35 cefeidov. Med njimi je bil V19, ki je imel 54,7 dnevno obdobje, povprečna magnituda 19,59 ± 0,23 MB, in amplituda 1,1 magnitude. Toda po zadnjem delu, ki so ga razkrili na nedavnem zasedanju Ameriškega astronomskega društva, se zdi, da V19 ni več pulzirajoč kot cefid.
Nova raziskava uporablja opažanja iz 3,5m observatorija Wisconsin, Indiane, Yale in NOAO (WIYN) ter 1.3 m robotsko nadzorovanega teleskopa (RCT), ki ga skupaj upravlja skupina univerz in raziskovalnih ustanov. Nova opažanja potrjujejo poročilo iz leta 2001, ki je ugotovilo, da je V19 zmanjšal svojo amplitudo svetlosti na vsaj manj kot 10% magnitude, o kateri je poročal Hubble leta 1926, in verjetno še več, ker so bila nihanja pod pragom, ki ga instrumenti zaznajo.
Če obstaja kakšna variacija, je manjša od 0,1 magnituda. Nova študija poroča, da lahko pride do majhnih nihanj, vendar zaradi svoje negotovosti pri opažanjih komaj presega hrup v ozadju in se napovedovalci teh ugotovitev niso zavezali. Namesto tega so se zavezali, da bodo nadaljevali opazovanja z večjimi instrumenti v enačbi, da bi spodbudili instrumentalno napako, ter dodali spektroskopske meritve, da bi raziskali druge spremembe zvezde. Druga značilna sprememba, ki jo je V19 doživel, je povečanje za približno polovico magnitude na 19,08 ± 0,05.
Te spremembe so presenetljivo podobne drugi, bolj znani zvezdi: Polarisu. Zaradi veliko bližje narave so bila opažanja veliko pogostejša in z nižjimi pragovi zaznavanja. Za to zvezdo je bilo že prej ugotovljeno, da ima amplitudo 0,1 magnitudo, ki se je po raziskavi iz leta 2004 zmanjšala na 0,03 magnitude. Poleg tega so astronomi na podlagi starodavnih zapisov ocenili, da se je Polaris v zadnjih 2000 letih prav tako posvetlil za polno velikost.
Po besedah Edwarda Guinana z univerze Villanova in enega od članov nove opazovalne ekipe "obe zvezdnici nepričakovano hitro in velike spremembe pulzirajočih lastnosti in svetlosti še vedno ne pojasnjujejo teorije."
Primarna razlaga te dramatične spremembe je preprosta evolucija: Ko se zvezde starajo, so se premaknile iz pasu nestabilnosti, območja na diagramu HR, v katerem so zvezde nagnjene k pulzacijam. Toda te zvezde morda niso v celoti izgubljene iz družine periodičnih spremenljivk. Leta 2008 je študija, ki jo je vodil Hans Bruntt z univerze v Sidneyju, pokazala, da se Polarisova amplituda morda povečuje. Skupina je ugotovila, da se je od leta 2003 do 2006 lestvica nihanj povečala za 30%.
Zaradi tega so drugi astronomi sumili, da lahko pri igrah Cefeidov, znanih kot efekt Blažka, pride do dodatnega učinka. Ta učinek, ki ga pogosto opazimo pri zvezdah RR Lyrae (druga vrsta periodičnih spremenljivk), je občasno spreminjanje variacije. Medtem ko za ta učinek ni trdne razlage, astronomi domnevajo, da je to lahko posledica več pulsacijskih načinov, ki konstruktivno in destruktivno motijo in občasno tvorijo resonanco.
Navsezadnje so te nenavadne spremembe svetlosti nepojasnjene in astronomi bodo morali skrbno spremljati te zvezde, pa tudi druge cefeide, da bodo iskali vzroke.
