1930, Dorrit Hoffleit meldde dat sternummer #4749 in de Harvard-lijst met variabelen vier keer was vervaagd tussen 1897 en 1929, en identificeerde het als een R Coronae Borealis (RCB) variabele. RCB-sterren zijn lichtgevende sterren met een lage massa (rode reuzen) met oppervlakten van ongeveer 5, 000-7, 000 K - niet veel heter dan de zon. Ze zijn opmerkelijk omdat ze weinig of geen waterstof op hun oppervlak hebben; dit wordt vervangen door helium en koolstof. Ze dimmen af ​​en toe met een factor 100 of meer door wolken koolstof uit te stoten, of "roet". Wanneer het naar de aarde wordt gegooid, roetwolken blokkeren het sterrenlicht, totdat ze voldoende uitzetten om het licht weer door te laten. In het sterrenbeeld Centaurus, HV 4749 kreeg de variabele sternaam DY Centauri, of kortweg DY Cen.

Na 1935 of daaromtrent, DY Cen stopte met vervagen van roetwolken, maar de schijnbare helderheid begon te vervagen. 1980, Kilkenny en Whittet meldden dat DY Cen blauwer was dan andere RCB-sterren, met een oppervlakte van 10, 000 K - dus noemden ze het een hete RCB-ster. Armagh-astronoom Simon Jeffery verkreeg het eerste spectrum met hoge resolutie in 1987, toen het oppervlak bijna 20 was, 000 K. De algehele vervaging is een ander teken dat het oppervlak heter en blauwer wordt, omdat licht wordt uitgestraald op ultraviolet in plaats van zichtbare golflengten. Extra spectra werden verkregen in 2002 en 2010 - DY Cen werd nog steeds heter.

De gegevens van 2010 suggereerden ook dat DY Cen een dubbelster zou kunnen zijn, met een periode van ongeveer 40 dagen. Aangezien dit zou kunnen helpen verklaren hoe DY Cen werd gevormd, waarom het zo'n ongebruikelijke oppervlaktechemie heeft, en waarom het zo snel opwarmt, Simon keerde in 2015 terug naar DY Cen. Met behulp van de High Resolution Spectrograph (HRS) van de Southern Africa Large Telescope (SALT), Simon en zijn medewerkers Kameswara Rao en David Lambert, een reeks metingen verricht over een volledige baan. Ze vonden niet wat ze zochten - DY Cen is tenslotte maar één ster!

DY Cen blijft opwarmen - al 25, 000 K. Het verwarmt omdat het krimpt, van ongeveer 200 keer de zon in 1890 tot slechts vijf keer de zon vandaag. Naarmate het krimpt, het draait sneller. Simon en collega's hebben waargenomen dat de spinsnelheid van 20 km/s in 1987 naar 40 km/s in 2015 ging. Ze voorspelden dat DY Cen zo snel zou kunnen gaan draaien dat het oppervlak binnen enkele decennia zou kunnen afbreken. Het spectrum begint steeds sterkere emissielijnen te vertonen, mogelijk een teken dat straling de oppervlaktestrijd met de zwaartekracht wint. Het team deed ook nog een verrassende ontdekking. Terugkijkend op de waarnemingen van 1987 en 2002, ze vonden bewijs voor een enorme overmaat aan strontium op het oppervlak van de ster. Strontium wordt gevormd in sterren wanneer ijzer wordt gebombardeerd door neutronen, meestal in een zeer laat stadium van evolutie.

Het lijkt erop dat DY Cen het overblijfsel is van een ster die bijna zijn leven als witte dwerg heeft beëindigd. Ergens niet lang voor 1890, in een laatste uitbarsting van heliumverbranding, de witte dwerg blies op en werd een rode superreus, de as van het neutronenbombardement werd naar de oppervlakte gebaggerd, en DY Cen werd een RCB-ster. Echter, de herboren ster was al gedoemd. Nu er geen nucleaire brandstof meer is om hen te ondersteunen, de oppervlaktelagen storten opnieuw in en draaien omhoog - terwijl we toekijken.