Em 1996, um astrônomo amador japonês descobriu uma nova estrela na constelação de Sagitário. Apelidados de V4334 Sgr, os astrônomos inicialmente esperavam que fosse uma novae típica, mas um exame mais detalhado revelou que era um evento previamente previsto, mas não visto, conhecido como "Pulso Térmico Muito Tarde" (VLTP), o último hurray de uma anã branca como hidrogênio de o exterior da estrela é transportado para profundidades mais baixas, onde ocorre um último suspiro de fusão. Os astrônomos então identificaram uma segunda estrela, V605 Aql, que havia sido pega em um VLTP em 1919. Recentemente, astrônomos da Universidade Nacional de La Plata, na Argentina, alegaram ter descoberto uma terceira estrela passando por esse evento raro.
Estima-se que aproximadamente uma estrela a cada ano termine sua vida útil principal e siga o caminho de criar uma nebulosa planetária. Muitos deles não se tornarão anãs brancas convectivas que poderiam se transformar em estrelas que deveriam passar por um VLTP, mas estimativas conservadoras sugerem que aproximadamente 10% deveriam. Nesse ritmo, deve haver aproximadamente uma estrela a cada década que passa por essa fase. Como as estrelas já perderam suas camadas externas, a fusão rejuvenescida não é diminuída por elas, e essas estrelas brilham excepcionalmente intensamente, tornando-as detectáveis na maior parte da galáxia. No entanto, antes dessa nova identificação, apenas dois foram descobertos, o que sugere que muitos objetos historicamente identificados como novae podem realmente ter sido estrelas semelhantes a V4334 Sgr e V605 Aql.
Em 2005, David Williams, membro da Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis, reuniu imagens da coleção Astronomical Plate da Harvard College. Essa enorme coleção de mais de 500.000 chapas fotográficas foi o resultado de uma pesquisa inicial e de longa duração que fotografou grandes porções do céu repetidamente de 1885 a 1993. Essa coleção permitiu que ele reconstruísse as mudanças de brilho sofridas pela estrela NSV 11749 durante sua explosão. .
A estrela tornou-se visível nas placas fotográficas em 1899. Ela atingiu o brilho em 1903 e permaneceu nesse brilho por vários anos, até 1907, quando começou a desaparecer novamente. A quantidade de tempo que levou para clarear, bem como a alteração total no brilho, foram semelhantes às estrelas VLTP identificadas anteriormente. Nos 15 anos desde que se tornou detectável, ele desapareceu das imagens várias vezes, outro recurso visto no V4334 Sgr e no V605 Aql. O desaparecimento repentino foi explicado pela ejeção de carbono da estrela que esfria e forma pequenos grãos de poeira que são eficazes para bloquear a luz na parte visível do espectro até que eles se dispersem.
No entanto, duas diferenças principais se destacam: O tempo total antes do NSV 11749 desaparecer foi aproximadamente o dobro do V605 Aql e V4335 Aql. Os autores sugerem que isso pode ser devido a uma massa diferente da anã branca por trás das explosões. Se as duas estrelas VLTP previamente identificadas tivessem uma massa próxima, provavelmente teriam propriedades semelhantes, enquanto o NSV 11749 poderia ter uma massa diferente. A segunda discrepância foi a presença de uma jovem nebulosa planetária. Nos dois casos identificados anteriormente, as estrelas eram o centro das nebulosas, mas as imagens infravermelhas da estrela não revelaram nenhuma nebulosa ou poeira remanescente da explosão anterior. Os autores novamente atribuem isso a uma escala de tempo evolutiva diferente devido à massa potencialmente diferente da estrela.
Embora essa nova classificação provisória não seja conclusiva, é um lembrete de que os astrônomos apenas começaram a entender essa fase da evolução estelar e há uma grande necessidade de mais exemplos para ajudar a refinar modelos. A evolução do V4334 Sgr se moveu cerca de 100 vezes mais rápido do que as simulações haviam previsto, levando a revisões nos modelos. Certamente, mudanças semelhantes serão necessárias à medida que mais estrelas VLTP forem descobertas. Esta era da vida de uma estrela é importante para os astrônomos, porque a luz que obscurece a ejeção de carbono é uma das principais fontes desse elemento importante.
