Il 17 Agosto 2010 E. Semkov & Peneva (Istitute of Astronomy, Sofia, Bulgaria) annunciano la scoperta di un outburst relativo ad una stella situata presso la nube oscura LDN 935 compresa tra le Nebulose diffuse Nord America e Pellicano, la stella si chiama V*2493 Cygnus. Dalle prime e più vecchie osservazioni spettroscopiche che risalivano al 1973 (Cohen & Kuhi), si era a conoscenza che la variabile V2493 Cyg presentava delle piccole oscillazioni di magnitudine, prossime alla 18^ magnitudine (V) tipiche di quelle stelle appartenenti alla categoria delle stelle variabili di tipo T Tauri. Nel tempo risultò poi che essa era un membro di un piccolo gruppo di stelle H-alpha, pertanto tale oggetto fu inserito anche nel catalogo delle Emission-Line Stars of the Orion Population (Herbig et al. 1988) con la denominazione HBC 722, da qui il doppio nome.

Dalle curve di luce ottenute nel corso dell'outburst si dedusse che la stella aveva nel frattempo assunto il tipico andamento della classe di stelle variabili del tipo FUor, una classe di stelle variabili poco diffusa e poco nota, dove tutte condividono le caratteristiche di uno spettro FG da supergiganti durante le esplosioni, dalla associazione a nebulose a riflessione e dell'appartenenza a regioni di forte formazione stellare. Infatti la variabile V2493 è membro di un piccolo gruppo di oggetti ad emissione Ha situati nella zona di LkHa 188, una regione caratterizzata da attiva formazione stellare.
A maggio del 2010 la luminosità della variabile aumentò fino a settembre/ottobre 2010, passando dalla 18.9^ mag. alla 13,7^ mag. (V) per merito dell'outburst. Contemporaneamente con l'aumento di luminosità gli indici di colore cambiarono in modo significativo e la stella divenne sensibilmente più blu. Durante l'outburst la luminosità della V2493 Cyg aumentò di circa cento volte e tale incremento ha reso visibile anche una parte della nebulosa oscura intorno alla stella. Dal mese di ottobre 2010 iniziò una lenta diminuzione osservata fino a maggio 2011. Dall'autunno 2011 fino ad aprile 2013 si è verificato un altro sensibile aumento di luminosità,

L'Astronomical Database SIMBAD riporta della variabile HBC 722 le seguenti coordinate (J2000) AR: 20h 58m 17.03s Dec: +43° 53' 43,4s.

Secondo i risultati delle prime osservazioni fotometriche, condotte dagli astronomi Bulgari per un periodo di circa tre mesi, (dal 13 maggio 2010 al 16 agosto 2010), la luminosità della stella HBC 722 andò aumentando di 3.3^ mag. (R). Allo stesso tempo la stella divenne molto più blu. Infatti l'indice V-R diminuì da 0,65^ mag. (nel mese di maggio), a 0,45^ mag. (nel mese di Agosto). I dati fotometrici riportano che nel periodo 06-16 Agosto 2010 la luminosità della stella aumentava continuamente di 0.04 magnitudini al giorno! I dati fotometrici BVRI della V*2493 Cyg (HBC 722) relativi al periodo maggio 2012 - agosto 2013 ottenuti sempre da Semkov con il telescopio da 2,0m RCC, lo Schmidt 50/70 e il 60cm Cassegrain del National Astronomical Observatory di Rozhen (Bulgaria) confermano l'incremento della magnitudine della stella variabile. Secondo Semkov & Peneva la curva di luce di tutte le osservazioni fotometriche disponibili della V2493 sembrerebbe un caso unico. Il tasso d'incremento della luminosità (il più veloce mai registrato) è stato seguito da una rapida caduta di luminosità. Durante il periodo dell'aumento della luminosità e per i primi mesi dopo il massimo, la curva di luce della V2394 Cyg è risultata simile alla curva diu luce degli altri oggetti conosciuti dellastessa classe di variabili tipo Fuor, quali V1057 Cyg e la FU Ori.
La caratteristica più notevole della curva di luce della V2493 Cyg è l'aumento ripetuto di luminosità negli ultimi 1,5 anni, con il raggiungimento di un secondo massimo di luminosità.

Secondo gli astronomi bulgari, il doppio massimo di luminosità osservato unito alla grande ampiezza di luminosità tra i due picchi possono aver determinato un accrescimento della superficie stellare e del disco circumstellare mentre secondo Stamatellos et al. (2012) ci sarebbe la possibilità anche di una probabile frammentazione del disco stellare.