Atunci când Hubble a descoperit pentru prima dată o variabilă cefeidă în galaxia M31, universul a crescut. Anterior, mulți astronomi au afirmat că „nebuloasele spiralate” fuzzy erau mici petice de gaz și praf în propria noastră galaxie, dar prin relația Perio-Luminozitate care i-a permis să determine distanța, Hubble a demonstrat că acestea sunt „universuri insulare”, sau galaxii la propriu.
Curând după aceea, Hubble (precum și alți astronomi) au început să caute alte pete neplăcute pentru cefeide. Printre ele a fost galaxia spirală M33 în care a descoperit 35 de cefeide. Printre ele a fost V19, care a avut o perioadă de 54,7 zile, o magnitudine medie de 19,59 ± 0,23 MBși o amplitudine de 1,1 mărimi. Dar, potrivit lucrărilor recente dezvăluite la recenta întâlnire a Societății Astronomice Americane, V19 nu mai pare să pulseze ca un cefeid.
Noua cercetare folosește observații de la Observatorul de 3,5 m Wisconsin, Indiana, Yale și NOAO (WIYN), precum și telescopul controlat robotizat de 1,3 m, condus în comun de un grup de universități și instituții de cercetare. Noile observații confirmă un raport din 2001 care a constatat că V19 și-a redus amplitudinea de luminozitate la cel puțin sub 10% din magnitudinea raportată de Hubble în 1926 și, eventual, în condițiile în care fluctuațiile erau sub pragul detectabil de instrumente.
Acum, dacă există vreo variație, aceasta este mai mică de 0,1 mărimi. Noul studiu raportează că pot exista unele fluctuații mici, dar, din cauza incertitudinii inerente în observații, abia depășește zgomotul de fond, iar anunțatorii nu s-au angajat în aceste constatări. În schimb, s-au angajat să continue observațiile cu instrumente mai mari la ecuație pentru a împinge în jos eroarea instrumentală, precum și adăugarea măsurătorilor spectroscopice pentru a investiga alte modificări ale stelei. O altă dintre modificările deosebite prin care a suferit V19 este o creștere cu aproximativ jumătate a mărimii până la 19,08 ± 0,05.
Aceste schimbări sunt în mod izbitor de similare cu o altă stea, mai cunoscută: Polaris. Datorită naturii sale mult mai apropiate, observațiile au fost mult mai frecvente și cu praguri de detecție mai mici. Această stea fusese raportată anterior cu o amplitudine de 0,1 mărimi care, conform unui studiu din 2004, a scăzut la 0,03 mărimi. În plus, pe baza unor înregistrări antice, astronomii au estimat că Polaris s-a luminat și despre o magnitudine deplină în ultimii 2.000 de ani.
Potrivit lui Edward Guinan, de la Universitatea Villanova și unul dintre membrii noii echipe de observație, „ambele vedete se confruntă cu schimbări neașteptat de rapide și mari ale proprietăților de pulsație și luminozitate care nu sunt încă explicate de teorie”.
Explicația principală pentru această schimbare dramatică este evoluția simplă: pe măsură ce stelele au îmbătrânit, s-au mutat din banda de instabilitate, o regiune de pe diagrama HR în care stelele sunt predispuse la pulsări. Dar aceste stele nu se pot pierde în totalitate din familia variabilelor periodice. În 2008, un studiu condus de Hans Bruntt de la Universitatea din Sidney a sugerat că amplitudinea lui Polaris poate crește. Echipa a constatat că din 2003 până în 2006, scala oscilațiilor a crescut cu 30%.
Acest lucru i-a determinat pe alți astronomi să suspecteze că poate exista un efect suplimentar în joc în Cefeide, cunoscut sub numele de Efectul Blazhko. Acest efect, adesea observat în stelele RR Lyrae (un alt tip de variabile periodice), este o variație periodică a variației. Deși nu există nicio explicație fermă pentru acest efect, astronomii au sugerat că se poate datora mai multor moduri pulsationale care interferează constructiv și distructiv și formează ocazional rezonanțe.
În cele din urmă, aceste schimbări ciudate ale luminozității nu sunt explicate și vor cere astronomilor să monitorizeze cu atenție aceste stele, precum și alte cefeide pentru a căuta cauzele.
