Коли Хаббл вперше виявив змінну Цефеїда в галактиці M31, Всесвіт зросла. Раніше багато астрономи вважали, що нечіткі «спіральні туманності» - це невеликі плями газу та пилу в нашій власній галактиці, але завдяки зв’язку Період-Світлості, що дозволило йому визначити відстань, Хаббл продемонстрував, що це «острівні всесвіти», або самі галактики.
Незабаром Хаббл (як і інші астрономи) почав пошук інших нечітких патчів Цефеїдів. Серед них була спіральна галактика М33, в якій він виявив 35 Цефеїдів. Серед них був V19, який мав період 54,7 дня, середня величина 19,59 ± 0,23 МБ, і амплітуда 1,1 величини. Але згідно з останніми роботами, виявленими на недавньому засіданні Американського астрономічного товариства, V19 вже не здається пульсуючою як кефеїд.
У новому дослідженні використовуються спостереження 3,5-метрової обсерваторії Вісконсіна, Індіани, Єльського регіону та NOAO (WIYN), а також 1,3-метровий робототехнічний телескоп (RCT), який спільно працює групою університетів та науково-дослідних установ. Нові спостереження підтверджують звіт 2001 року, який виявив, що V19 зменшив амплітуду яскравості як мінімум до менше ніж 10% від величини, про яку повідомляв Хаббл у 1926 році, і, можливо, далі, оскільки будь-які коливання були нижче порогового значення, виявленого інструментами.
Тепер, якщо існує будь-яка варіація, вона становить менше 0,1 величини. Нове дослідження повідомляє, що можуть спостерігатися невеликі коливання, але через властиву невизначеності спостережень воно ледь перевищує фоновий шум, і доповідачі не прихильні до цих висновків. Натомість вони пообіцяли продовжувати спостереження з більшими інструментами до рівняння, щоб зменшити інструментальну помилку, а також додати спектроскопічні вимірювання для дослідження інших змін зірки. Ще одна особлива зміна, яку зазнав V19, - це збільшення приблизно на половину величини до 19,08 ± 0,05.
Ці зміни разюче схожі на іншу, більш відому зірку: Поларіс. Зважаючи на набагато більш близький характер, спостереження були набагато частішими та з меншими порогами виявлення. Раніше повідомлялося, що ця зірка мала амплітуду в 0,1 величини, яка, згідно з дослідженням 2004 року, зменшилась до 0,03 величини. Крім того, на основі античних записів астрономи підрахували, що Поляріс також збільшився приблизно на повну величину за останні 2000 років.
За словами Едварда Гійнана з Університету Віланова та одного з членів нової групи спостереження, "обидві зірки відчувають несподівано швидкі та великі зміни у своїх пульсаційних властивостях та яскравості, які ще не пояснені теорією".
Основне пояснення цієї кардинальної зміни - це проста еволюція: коли зірки постаріли, вони вийшли з смуги нестабільності, області на діаграмі HR, в якій зірки схильні до пульсацій. Але ці зірки можуть бути не повністю втрачені з сімейства періодичних змінних. У 2008 році дослідження під керівництвом Ганса Брунта з Сіднейського університету припустили, що амплітуда Поляріса може зростати. Команда виявила, що з 2003 по 2006 рік масштаб коливань збільшився на 30%.
Це змусило інших астрономів підозрювати, що може виникнути додатковий ефект у грі Цефеїдів, відомий як ефект Блажко. Цей ефект, який часто спостерігається в зірках RR Lyrae (інший тип періодичних змінних), є періодичною варіацією зміни. Хоча чіткого пояснення цього ефекту не існує, астрономи припустили, що це може бути пов'язано з численними пульсаційними режимами, які конструктивно і деструктивно втручаються, а також періодично утворюють резонанси.
Зрештою, ці дивні зміни яскравості незрозумілі і вимагатимуть астрономів ретельно стежити за цими зірками, а також іншими Цефеїдами для пошуку причин.
