W 1996 roku japoński astronom-amator odkrył nową gwiazdę w gwiazdozbiorze Strzelca. Nazwani V4334 Sgr, astronomowie początkowo spodziewali się, że będzie to typowa nowa, ale dokładniejsze badanie ujawniło, że jest to wcześniej przewidywane, ale niewidoczne wydarzenie znane jako „bardzo późny impuls termiczny” (VLTP), ostatni huragan białego karła jako wodór z zewnętrzna część gwiazdy jest przenoszona na niższe głębokości, gdzie dochodzi do ostatniego tchnienia fuzji. Astronomowie zidentyfikowali następnie drugą gwiazdę, V605 Aql, która została złapana podczas VLTP w 1919 r. Ostatnio astronomowie z National University of La Plata w Argentynie twierdzili, że odkryli trzecią gwiazdę przechodzącą to rzadkie wydarzenie.
Szacuje się, że mniej więcej jedna gwiazdka każdego roku kończy swoje główne życie sekwencyjne i idzie ścieżką tworzenia mgławicy planetarnej. Wiele z nich nie stanie się konwekcyjnymi białymi karłami, które mogłyby zmienić się w gwiazdy, które powinny przejść VLTP, ale ostrożne szacunki sugerują, że powinno to być około 10%. W takim tempie co dziesięć lat powinna przypadać jedna gwiazda, która przechodzi tę fazę. Ponieważ gwiazdy zrzuciły już swoje zewnętrzne warstwy, odmłodzona fuzja nie jest przez nie zmniejszona, a gwiazdy te świecą wyjątkowo jasno, dzięki czemu można je wykryć w większości galaktyki. Jednak przed tą nową identyfikacją odkryto tylko dwa, co sugeruje, że wiele obiektów historycznie zidentyfikowanych jako nowe mogły być naprawdę gwiazdami podobnymi do V4334 Sgr i V605 Aql.
W 2005 r. David Williams, członek American Association of Variable Star Observers, zebrał zdjęcia z kolekcji Harvard College Astronomical Plate. Ta ogromna kolekcja ponad 500 000 płyt fotograficznych była wynikiem wczesnego i długotrwałego badania, które wielokrotnie fotografowało wielkie fragmenty nieba od 1885 do 1993 roku. Ta kolekcja pozwoliła mu zrekonstruować zmiany jasności gwiazdy NSV 11749 podczas wybuchu .
Gwiazda po raz pierwszy stała się widoczna na płytach fotograficznych w 1899 roku. Jej szczytowa jasność osiągnęła w 1903 roku i utrzymywała się na tym poziomie przez kilka lat, aż do 1907 roku, kiedy znów zaczęła zanikać. Czas potrzebny do rozjaśnienia, a także całkowita zmiana jasności były podobne do wcześniej zidentyfikowanych gwiazd VLTP. W ciągu 15 lat, odkąd po raz pierwszy stał się wykrywalny, kilkakrotnie znikał ze zdjęć, co jest kolejną funkcją widoczną w V4334 Sgr i V605 Aql. Nagłe zniknięcie zostało wyjaśnione przez wyrzucanie węgla z gwiazdy, która chłodzi i tworzy małe ziarna pyłu, które skutecznie blokują światło w widzialnej części widma, dopóki się nie rozproszą.
Jednak wyróżniają się dwie kluczowe różnice: Całkowity czas, po którym NSV 11749 wyblakł, był około dwa razy dłuższy niż w przypadku V605 Aql i V4335 Aql. Autorzy sugerują, że może to być spowodowane inną masą białego karła za wybuchami. Gdyby dwie wcześniej zidentyfikowane gwiazdy VLTP miały zbliżoną masę, prawdopodobnie miałyby podobne właściwości, podczas gdy NSV 11749 mogłaby potencjalnie mieć inną masę. Drugą rozbieżnością była obecność młodej mgławicy planetarnej. W obu wcześniej zidentyfikowanych przypadkach gwiazdy były centrum mgławic, ale obrazy gwiazdy w podczerwieni nie ujawniły żadnej mgławicy ani pozostałego pyłu z poprzedniego wybuchu. Autorzy ponownie przypisują to innej ewolucyjnej skali czasowej ze względu na potencjalnie inną masę gwiazdy.
Chociaż ta wstępna nowa klasyfikacja nie jest rozstrzygająca, przypomina, że astronomowie dopiero zaczęli rozumieć ten etap ewolucji gwiazd i istnieje ogromna potrzeba dalszych przykładów, które pomogą dopracować modele. Ewolucja V4334 Sgr poruszała się około 100 razy szybciej niż przewidywane symulacje, co skłoniło do rewizji modeli. Z pewnością podobne zmiany będą konieczne, gdy odkryje się więcej gwiazd VLTP. Ta era życia gwiazdy jest ważna dla astronomów, ponieważ oczekuje się, że światło zasłaniające wyrzucanie węgla będzie głównym źródłem tego ważnego pierwiastka.
