Scoperta il 24 agosto 2011, la supernova 2011fe era la supernova più vicina dal famoso SN 1987A. Situato nella galassia Pinwheel (M101) relativamente vicino, era un obiettivo primario per gli scienziati di studiare poiché la galassia ospite è stata ben studiata e molte immagini ad alta risoluzione esistono prima dell'esplosione, consentendo agli astronomi di cercarle informazioni sulla stella che ha portato all'eruzione. Ma quando gli astronomi, guidati da Weidong Li, all'Università della California, Berkeley cercarono, ciò che trovarono sfidò le spiegazioni generalmente accettate per le supernovae dello stesso tipo del 2011fe.
SN 2011fe era una supernova di tipo 1a. Si prevede che questa classe di supernova sia causata da una nana bianca che accumula massa conferita da una stella compagna. L'aspettativa generale è che la stella compagna sia una stella che si evolve dalla sequenza principale. Mentre lo fa, si gonfia e la materia si riversa sulla nana bianca. Se questo spinge la massa del nano oltre il limite di 1,4 volte la massa del Sole, la stella non può più sostenere il peso e subisce un crollo e un rimbalzo in fuga, causando una supernova.
Fortunatamente, le stelle gonfie, note come giganti rossi, diventano eccezionalmente luminose a causa della loro ampia superficie. L'ottava stella più luminosa nel nostro cielo, Betelgeuse, è uno di questi giganti rossi. Questa elevata luminosità significa che questi oggetti sono visibili da grandi distanze, potenzialmente anche in galassie lontane come la Girandola. In tal caso, gli astronomi di Berkeley sarebbero in grado di cercare immagini d'archivio e rilevare il gigante rosso più luminoso per studiare il sistema prima dell'esplosione.
Ma quando il team ha cercato le immagini dal telescopio spaziale Hubble che aveva fatto scattare le foto attraverso otto diversi filtri, nessuna stella era visibile nella posizione della supernova. Questa scoperta segue un rapido rapporto di settembre che annunciava gli stessi risultati, ma con una soglia molto più bassa per il rilevamento. Il team ha seguito la ricerca di immagini dal Spitzer telescopio a infrarossi che non è riuscito a trovare alcuna fonte nella posizione corretta.
Sebbene ciò non escluda la presenza della stella che contribuisce, pone vincoli alle sue proprietà. Il limite di luminosità significa che la stella che ha contribuito non avrebbe potuto essere un gigante rosso luminoso. Invece, il risultato favorisce un altro modello di donazione di massa noto come modello a doppia degenerazione
In questo scenario, due nane bianche (entrambe supportate da elettroni degeneri) orbitano l'una attorno all'altra in un'orbita stretta. A causa degli effetti relativistici, il sistema perderà lentamente energia e alla fine le due stelle diventeranno abbastanza vicine da far sì che una si rompa abbastanza da rovesciare massa sull'altra. Se questo trasferimento di massa spinge il primario oltre il limite di massa solare 1.4, si innescherebbe lo stesso tipo di esplosione.
Questo modello a doppia degenerazione non esclude esclusivamente la possibilità che i giganti rossi contribuiscano alle supernovae di tipo Ia, ma recentemente altre prove hanno rivelato che mancavano giganti rossi mancanti in altri casi.
