Em 1930, Dorrit Hoffleit relatou que a estrela número 4749 na lista de variáveis ​​de Harvard desbotou quatro vezes entre 1897 e 1929, e identificou-a como uma variável R Coronae Borealis (RCB). Estrelas RCB são estrelas luminosas de baixa massa (gigantes vermelhas) com superfícies em torno de 5, 000—7, 000 K - não muito mais quente que o sol. Eles são notáveis ​​por terem pouco ou nenhum hidrogênio em suas superfícies; este é substituído por hélio e carbono. Eles escurecem por fatores de 100 ou mais de vez em quando, ejetando nuvens de carbono, ou "fuligem". Quando jogado em direção à Terra, nuvens de fuligem bloqueiam a luz das estrelas, até que se expandam o suficiente para deixar a luz passar mais uma vez. Estar na constelação de Centaurus, H.V. 4749 recebeu o nome de estrela variável DY Centauri, ou DY Cen para breve.

Depois de 1935 ou por aí, DY Cen parou de mostrar desbotamento de nuvem de fuligem, mas seu brilho aparente começou a diminuir. Em 1980, Kilkenny e Whittet relataram que DY Cen é mais azul do que outras estrelas do RCB, com uma superfície em 10, 000 K - então eles o chamaram de estrela RCB quente. O astrônomo de Armagh Simon Jeffery obteve o primeiro espectro de alta resolução em 1987, quando a superfície estava quase 20, 000 K. O desbotamento geral é outro sinal de que a superfície está ficando mais quente e mais azul, porque a luz é emitida em ultravioleta em vez de comprimentos de onda visíveis. Espectros adicionais foram obtidos em 2002 e 2010 - DY Cen ainda estava ficando mais quente.

Os dados de 2010 também sugeriram que DY Cen pode ser uma estrela binária, com um período de cerca de 40 dias. Uma vez que isso poderia ajudar a explicar como o DY Cen foi formado, porque tem uma química de superfície tão incomum, e por que está esquentando tão rapidamente, Simon voltou ao DY Cen em 2015. Usando o Espectrógrafo de Alta Resolução (HRS) no Grande Telescópio da África do Sul (SALT), Simon e seus colaboradores Kameswara Rao e David Lambert, fez uma série de medições ao longo de uma órbita completa. Eles não encontraram o que procuravam - DY Cen é uma única estrela, afinal!

DY Cen continua a aquecer - já com 25, 000 K. Está aquecendo porque está encolhendo, de cerca de 200 vezes o sol em 1890 para apenas cinco vezes o sol hoje. À medida que encolhe, está girando mais rápido. Simon e seus colegas observaram a velocidade de rotação indo de 20 km / s em 1987 para 40 km / s em 2015. Eles previram que o DY Cen pode começar a girar tão rápido que sua superfície poderia começar a quebrar dentro de algumas décadas. O espectro está começando a mostrar linhas de emissão cada vez mais fortes, possivelmente um sinal de que a radiação está vencendo a batalha da superfície contra a gravidade. A equipe também fez outra descoberta surpreendente. Olhando para as observações de 1987 e 2002, eles encontraram evidências de um grande excesso de estrôncio na superfície da estrela. O estrôncio é formado dentro das estrelas quando o ferro é bombardeado por nêutrons, geralmente em um estágio muito avançado de evolução.

Parece que DY Cen é o resto de uma estrela que quase terminou sua vida como uma anã branca. Algum dia, não muito antes de 1890, em uma última explosão de queima de hélio, a anã branca inchou para se tornar uma supergigante vermelha, as cinzas do bombardeio de nêutrons foram dragadas para a superfície, e DY Cen se tornou uma estrela RCB. Contudo, a estrela renascida já estava condenada. Sem combustível nuclear para apoiá-los, as camadas da superfície estão entrando em colapso mais uma vez e girando - enquanto observamos.