I 1996 oppdaget en japansk amatørastronom en ny stjerne i stjernebildet Skytten. Astronomer, som ble kalt V4334 Sgr, regnet med å begynne med at det skulle være en typisk nova, men nærmere undersøkelse avslørte at det var en tidligere forutsagt, men usett hendelse kjent som en "Very Late Thermal Pulse" (VLTP), den siste hesten til en hvit dverg som hydrogen fra det ytre av stjernen føres til lavere dybder der en siste gisp av fusjon oppstår. Astronomer identifiserte deretter en andre stjerne, V605 Aql, som hadde blitt fanget under en VLTP i 1919. Nylig har astronomer fra National University of La Plata, i Argentina, hevdet å ha avdekket en tredje stjerne som gjennomgikk denne sjeldne hendelsen.
Det har blitt anslått at omtrent en stjerne hvert år avslutter sin livssekvens og går nedover banen for å lage en planetnebula. Mange av dem blir ikke konvektive, hvite dverger som kan bli til stjerner som bør gjennomgå en VLTP, men konservative estimater antyder at omtrent 10% burde være det. I en slik takt bør det være omtrent en stjerne hvert tiår som gjennomgår denne fasen. Siden stjernene allerede har kastet sine ytre lag, reduseres ikke den foryngede fusjonen av dem, og disse stjernene lyser eksepsjonelt sterkt og gjør dem påviselige gjennom det meste av galaksen. Forut for denne nye identifikasjonen er det bare blitt oppdaget bare to som antyder at mange gjenstander som er historisk identifisert som novaer virkelig kan ha vært stjerner som ligner V4334 Sgr og V605 Aql.
I 2005 samlet David Williams, medlem av American Association of Variable Star Observers, bilder fra Harvard College Astronomical Plate-samlingen. Denne enorme samlingen på over 500 000 fotografiske plater, var resultatet av en tidlig og langvarig undersøkelse som fotograferte store deler av himmelen gjentatte ganger fra 1885 til 1993. Denne samlingen tillot ham å rekonstruere lysendringene stjernen NSV 11749 gjennomgikk under utbruddet .
Stjernen ble først synlig på de fotografiske platene i 1899. Den toppet seg i lysstyrken i 1903 og forble på den lysstyrken i flere år, helt til 1907 da den begynte å visne bort igjen. Tiden det tok å lysne i tillegg til den totale endringen i lysstyrke var lik de tidligere identifiserte VLTP-stjernene. I løpet av de 15 årene siden den først ble detekterbar, forsvant den fra bilder flere ganger, en annen funksjon sett i V4334 Sgr og V605 Aql. Den plutselige forsvinningen er blitt forklart ved utslipp av karbon fra stjernen som avkjøles og danner små støvkorn som er effektive til å blokkere lys i den synlige delen av spekteret til de spres.
To viktige forskjeller skiller seg imidlertid ut: Samlet tid før NSV 11749 bleknet var omtrent dobbelt så lang som for V605 Aql og V4335 Aql. Forfatterne antyder at dette kan skyldes en annen masse av den hvite dvergen bak utbruddene. Hvis de to tidligere identifiserte VLTP-stjernene var nære i masse, vil de sannsynligvis ha lignende egenskaper, mens NSV 11749 potensielt kan ha en annen masse. Det andre avviket var tilstedeværelsen av en ung planettåke. I begge de tidligere identifiserte tilfellene var stjernene sentrum av tåker, men infrarøde bilder av stjernen avslørte ingen tåke eller gjenværende støv fra forrige utbrudd. Forfattere tilskriver igjen dette til en annen evolusjonær tidsskala på grunn av stjernens potensielt forskjellige masse.
Selv om denne foreløpige nye klassifiseringen neppe er avgjørende, er det en påminnelse om at astronomer bare har begynt å forstå denne fasen av den stellare evolusjonen, og det er et stort behov for ytterligere eksempler for å avgrense modeller. Utviklingen av V4334 Sgr beveget seg omtrent 100 ganger raskere enn simuleringer hadde forutsagt, noe som fikk revisjoner av modellene. Gjerne lignende endringer vil være nødvendig etter hvert som flere VLTP-stjerner blir oppdaget. Denne epoken med en stjerners liv er viktig for astronomer fordi lyset som skjuver karbonutslippet forventes å være en viktig kilde til dette viktige elementet.
