В 1996 году японский астроном-любитель открыл новую звезду в созвездии Стрельца. Получив название V4334 Sgr, астрономы первоначально ожидали, что это будет типичная новая звезда, но при более тщательном рассмотрении выяснилось, что это было ранее предсказанное, но невидимое событие, известное как «очень поздний тепловой импульс» (VLTP), последнее ура белого карлика в виде водорода из внешность звезды переносится на более низкие глубины, где происходит последний вздох слияния. Затем астрономы определили вторую звезду, V605 Aql, которая была поймана во время VLTP в 1919 году. Недавно астрономы из Национального университета Ла-Плата в Аргентине заявили, что обнаружили третью звезду, переживающую это редкое событие.
Было подсчитано, что примерно одна звезда в год заканчивает свою жизнь главной последовательности и движется по пути создания планетарной туманности. Многие из них не станут конвективными белыми карликами, которые могут превратиться в звезды, которые должны пройти VLTP, но консервативные оценки предполагают, что примерно 10% должны. При таких темпах должна быть примерно одна звезда в каждом десятилетии, которая проходит эту фазу. Поскольку звезды уже потеряли свои внешние слои, омоложенный синтез не уменьшается ими, и эти звезды сияют исключительно ярко, делая их обнаруживаемыми на большей части галактики. Тем не менее, до этой новой идентификации были обнаружены только два, что предполагает, что многие объекты, исторически идентифицированные как новые, могли действительно быть звездами, подобными V4334 Sgr и V605 Aql.
В 2005 году Дэвид Уильямс, член Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд, собрал изображения из коллекции Астрономической плиты Гарвардского колледжа. Эта огромная коллекция из более чем 500 000 фотографических пластинок была результатом раннего и продолжительного исследования, которое неоднократно фотографировало большие участки неба с 1885 по 1993 год. Эта коллекция позволила ему воссоздать изменения яркости, которым подвергалась звезда NSV 11749 во время вспышки. ,
Звезда впервые стала видна на фотопластинках в 1899 году. Она достигла пика в яркости в 1903 году и оставалась при этом яркости в течение нескольких лет, до 1907 года, когда она снова начала исчезать. Количество времени, необходимое для осветления, а также общее изменение яркости были похожи на ранее идентифицированные звезды VLTP. За 15 лет, прошедших с тех пор, как он впервые стал обнаруживаемым, он несколько раз исчезал с изображений, еще одна особенность наблюдается в V4334 Sgr и V605 Aql. Внезапное исчезновение было объяснено выбросами углерода из звезды, которая охлаждает и образует мелкие пылинки, которые эффективно блокируют свет в видимой части спектра, пока они не рассеются.
Тем не менее, есть два ключевых различия: общее время до исчезновения NSV 11749 было примерно в два раза больше, чем для V605 Aql и V4335 Aql. Авторы предполагают, что это может быть связано с другой массой белого карлика за вспышками. Если бы две ранее идентифицированные звезды VLTP были близки по массе, они, вероятно, имели бы сходные свойства, тогда как NSV 11749 потенциально мог бы иметь различную массу. Второе несоответствие было наличием молодой планетарной туманности. В обоих ранее идентифицированных случаях звезды были центром туманностей, но инфракрасные изображения звезды не выявили туманности или оставшейся пыли от предыдущего всплеска. Авторы снова связывают это с другой шкалой эволюции из-за потенциально различной массы звезды.
Хотя эта предварительная новая классификация вряд ли является окончательной, это напоминание о том, что астрономы только начали понимать эту фазу эволюции звезд, и существует огромная потребность в дополнительных примерах, чтобы помочь усовершенствовать модели. Эволюция V4334 Sgr продвинулась примерно в 100 раз быстрее, чем предсказывали симуляции, что вызвало пересмотр моделей. Конечно, подобные изменения будут необходимы, так как будет обнаружено больше звезд VLTP. Эта эра звездной жизни важна для астрономов, потому что свет, заслоняющий выброс углерода, как ожидается, станет основным источником этого важного элемента.
