Vuonna 1996 japanilainen amatööri-tähtitieteilijä löysi uuden tähden Jousimiehen tähdistöstä. Jäljennettynä V4334 Sgr, tähtitieteilijät alun perin uskoivat sen olevan tyypillinen novae, mutta tarkempi tutkimus paljasti sen olevan aiemmin ennustettu, mutta näkymätön tapahtuma, joka tunnetaan nimellä “Very Late Thermal Pulse” (VLTP), valkoisen kääpiön viimeinen hurraa kuin vety tähden ulkopinta kannetaan alemmille syvyyksille, joissa tapahtuu viimeinen sulamishöyry. Tähtitieteilijät tunnistivat sitten toisen tähden, V605 Aql, joka oli pyydetty VLTP: n läpi vuonna 1919. Äskettäin Argentiinan La Platan kansallisen yliopiston tähtitieteilijät ovat väittäneet paljastaneensa kolmannen tähden, joka käy läpi tämän harvinaisen tapahtuman.
On arvioitu, että suunnilleen yksi tähti vuodessa päättyy pääsekvenssinsä elämään ja kulkee tiellä kohti planetaarisen sumun tekemistä. Monista heistä ei tule konvektiivisia valkoisia kääpiöitä, joista voisi tulla tähtiä, joille tulisi suorittaa VLTP, mutta konservatiivisten arvioiden mukaan noin 10 prosenttia pitäisi. Tällaisella nopeudella pitäisi olla suunnilleen yksi tähti vuosikymmenellä, joka läpikäy tämän vaiheen. Koska tähdet ovat jo lähettäneet ulkokerroksensa, ne eivät vähentä fuusioitunutta fuusiota, ja nämä tähdet loistavat poikkeuksellisen kirkkaasti tekemällä niistä havaittavissa suurimman osan galaksista. Vielä ennen tätä uutta tunnistusta on löydetty vain kaksi, mikä viittaa siihen, että monet esineet, jotka on historiallisesti tunnistettu novaiksi, ovat todellakin voineet olla samanlaisia tähtiä kuin V4334 Sgr ja V605 Aql.
Vuonna 2005 amerikkalaisen muuttuvien tähtihavaitsijoiden yhdistyksen jäsen David Williams kokosi kuvia Harvardin yliopiston tähtitieteellisten levyjen kokoelmasta. Tämä massiivinen, yli 500 000 valokuvalevykokoelma oli tulosta varhaisesta ja pitkästä käynnissä olevasta tutkimuksesta, joka kuvaa suuria osia taivaasta toistuvasti vuodesta 1885 vuoteen 1993. Tämän kokoelman ansiosta hän pystyi rekonstruoimaan kirkkauden muutokset, jotka tähti NSV 11749 koitti purskeensa aikana. .
Tähti tuli ensimmäisen kerran näkyviin valokuvalevyillä vuonna 1899. Se saavutti huippunsa kirkkaudessaan vuonna 1903 ja pysyi siinä kirkkaudessa useita vuosia, vuoteen 1907 saakka, jolloin se alkoi jälleen häipyä. Valaistukseen kulunut aika ja kirkkauden kokonaismuutos olivat samanlaiset kuin aiemmin tunnistetut VLTP-tähdet. 15 vuoden kuluessa siitä, kun siitä tuli ensin havaittavissa, se katosi kuvista useita kertoja, toinen ominaisuus nähtiin V4334 Sgr: ssä ja V605 Aql: ssa. Äkillinen häviäminen on selitetty hiilen poistumiselta tähdestä, joka jäähtyy ja muodostaa pieniä pölyjyviä, jotka tehokkaasti estävät valoa spektrin näkyvässä osassa, kunnes ne hajoavat.
Kaksi tärkeätä eroa esiintyy kuitenkin: Kokonaisaika ennen NSV 11749: n haalistumista oli suunnilleen kaksi kertaa pidempi kuin V605 Aql: lla ja V4335 Aql: lla. Kirjoittajat ehdottavat, että tämä voi johtua valkoisen kääpiön erilaisesta massasta puhkeamisten takana. Jos kahdella aikaisemmin tunnistetulla VLTP-tähdellä olisi lähellä massaa, niillä olisi todennäköisesti samanlaiset ominaisuudet, kun taas NSV 11749: llä voi mahdollisesti olla eri massa. Toinen ero oli nuoren planetaarisen sumun läsnäolo. Molemmissa aikaisemmin tunnistetuissa tapauksissa tähdet olivat sumun keskipiste, mutta tähden infrapunakuvat eivät paljastaneet mitään sumua tai jäljellä olevaa pölyä edellisestä puhkeamisesta. Kirjailijat omistavat tämän jälleen erilaiselle evoluutioaikataululle tähden mahdollisesti erilaisen massan vuoksi.
Vaikka tämä alustava uusi luokittelu on tuskin vakuuttava, se muistuttaa, että tähtitieteilijät ovat vasta alkaneet ymmärtää tähtien evoluution tätä vaihetta ja on erittäin tarvetta lisäesimerkkeille, jotka auttavat parantamaan malleja. V4334 Sgr: n kehitys eteni suunnilleen 100 kertaa nopeammin kuin simulaatiot olivat ennakoineet, mikä sai aikaan muutoksia malleihin. Varmasti samanlaisia muutoksia tarvitaan, kun löydetään lisää VLTP-tähtiä. Tähden elämän aikakausi on tärkeä tähtitieteilijöille, koska hiilen poistumisen peittävän valon odotetaan olevan tämän tärkeän elementin tärkeä lähde.
