En 1930, Dorrit Hoffleit a rapporté que le numéro d'étoile #4749 dans la liste des variables de Harvard s'était fané quatre fois entre 1897 et 1929, et l'a identifié comme une variable R Coronae Borealis (RCB). Les étoiles RCB sont des étoiles lumineuses de faible masse (géantes rouges) avec des surfaces autour de 5, 000—7, 000 K—pas beaucoup plus chaud que le soleil. Ils sont remarquables pour avoir peu ou pas d'hydrogène sur leurs surfaces; celui-ci est remplacé par de l'hélium et du carbone. Ils s'atténuent par des facteurs de 100 ou plus de temps en temps en éjectant des nuages ​​​​de carbone, ou "suie". Lorsqu'il est projeté vers la Terre, les nuages ​​de suie bloquent la lumière des étoiles, jusqu'à ce qu'ils se dilatent suffisamment pour laisser passer la lumière une fois de plus. Étant dans la constellation du Centaure, H.V. 4749 a reçu le nom d'étoile variable DY Centauri, ou DY Cen pour faire court.

Après 1935 ou à peu près, DY Cen a cessé de montrer la décoloration des nuages ​​de suie, mais son éclat apparent a commencé à s'estomper. En 1980, Kilkenny et Whittet ont rapporté que DY Cen était plus bleu que les autres stars de RCB, avec une surface à 10, 000 K - alors ils l'ont appelé une star RCB chaude. L'astronome d'Armagh Simon Jeffery a obtenu le premier spectre à haute résolution en 1987, quand la surface était près de 20, 000 K. La décoloration globale est un autre signe que la surface devient plus chaude et plus bleue, parce que la lumière est émise dans l'ultraviolet au lieu des longueurs d'onde visibles. Des spectres supplémentaires ont été obtenus en 2002 et 2010 - DY Cen commençait encore à chauffer.

Les données de 2010 suggèrent également que DY Cen pourrait être une étoile binaire, avec un délai d'environ 40 jours. Puisque cela pourrait aider à expliquer comment DY Cen a été formé, pourquoi il a une chimie de surface si inhabituelle, et pourquoi ça chauffe si vite, Simon est retourné à DY Cen en 2015. En utilisant le spectrographe à haute résolution (HRS) sur le grand télescope d'Afrique australe (SALT), Simon et ses collaborateurs Kameswara Rao et David Lambert, fait une série de mesures sur une orbite complète. Ils n'ont pas trouvé ce qu'ils cherchaient :DY Cen est une star après tout !

DY Cen continue de chauffer - déjà 25, 000 K. Il chauffe car il rétrécit, d'environ 200 fois le soleil en 1890 à à peine cinq fois le soleil aujourd'hui. Au fur et à mesure qu'il rétrécit, il tourne plus vite. Simon et ses collègues ont observé que la vitesse de rotation est passée de 20 km/s en 1987 à 40 km/s en 2015. Ils ont prédit que DY Cen pourrait commencer à tourner si vite que sa surface pourrait commencer à se rompre dans quelques décennies. Le spectre commence à montrer des raies d'émission de plus en plus fortes, peut-être un signe que le rayonnement gagne la bataille de surface avec la gravité. L'équipe a également fait une autre découverte surprenante. En repensant aux observations de 1987 et 2002, ils ont trouvé des preuves d'un énorme excès de strontium à la surface de l'étoile. Le strontium se forme à l'intérieur des étoiles lorsque le fer est bombardé par des neutrons, généralement à un stade très avancé de l'évolution.

Il semble que DY Cen soit le vestige d'une étoile qui a presque terminé sa vie de naine blanche. Peu de temps avant 1890, dans une dernière bouffée d'hélium brûlant, la naine blanche s'est gonflée pour devenir une supergéante rouge, les cendres du bombardement neutronique ont été draguées à la surface, et DY Cen est devenu une star du RCB. Cependant, l'étoile renaissante était déjà condamnée. N'ayant plus de combustible nucléaire pour les soutenir, les couches superficielles s'effondrent à nouveau et tournent, sous nos yeux.