Όταν ανακαλύφθηκε στις 24 Αυγούστου 2011, το supernova 2011fe ήταν το πιο κοντινό σουπερνόβα από το περίφημο SN 1987A. Βρίσκεται στον σχετικά κοντινό γαλαξία Pinwheel (M101), ήταν πρωταρχικός στόχος για τη μελέτη των επιστημόνων, καθώς ο γαλαξίας του ξενιστή έχει μελετηθεί καλά και υπάρχουν πολλές εικόνες υψηλής ανάλυσης πριν από την έκρηξη, επιτρέποντας στους αστρονόμους να τις αναζητήσουν για πληροφορίες σχετικά με το αστέρι που οδήγησε στην έκρηξη. Αλλά όταν οι αστρονόμοι, με επικεφαλής τον Weidong Li, στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, το Μπέρκλεϊ έψαξαν, αυτό που βρήκαν αψήφησαν τις τυπικά αποδεκτές εξηγήσεις για σουπερνόβα του ίδιου τύπου με το 2011fe.
Το SN 2011fe ήταν supernova τύπου 1a. Αυτή η κατηγορία σουπερνόβα αναμένεται να προκληθεί από έναν λευκό νάνο που συσσωρεύει μάζα που συνεισφέρει ένα συνοδευτικό αστέρι. Η γενική προσδοκία είναι ότι το συνοδευτικό αστέρι είναι ένα αστέρι που εξελίσσεται από την κύρια ακολουθία. Όπως συμβαίνει, διογκώνεται και η ύλη χύνεται στον άσπρο νάνο. Εάν αυτό ωθήσει τη μάζα του νάνου πάνω από το όριο του 1,4 φορές τη μάζα του Ήλιου, το αστέρι δεν μπορεί πλέον να υποστηρίξει το βάρος και υφίσταται μια διαφυγή κατάρρευση και ανάκαμψη, με αποτέλεσμα μια σουπερνόβα.
Ευτυχώς, τα διογκωμένα αστέρια, γνωστά ως κόκκινοι γίγαντες, γίνονται εξαιρετικά φωτεινά λόγω της μεγάλης επιφάνειας τους. Το όγδοο πιο φωτεινό αστέρι στον δικό μας ουρανό, η Betelgeuse, είναι ένας από αυτούς τους κόκκινους γίγαντες. Αυτή η υψηλή φωτεινότητα σημαίνει ότι αυτά τα αντικείμενα είναι ορατά από μεγάλες αποστάσεις, ενδεχομένως ακόμη και σε γαλαξίες τόσο μακριά όσο το Pinwheel. Αν ναι, οι αστρονόμοι από το Μπέρκλεϋ θα μπορούσαν να αναζητήσουν αρχειακές εικόνες και να εντοπίσουν τον φωτεινότερο κόκκινο γίγαντα για να μελετήσουν το σύστημα πριν από την έκρηξη.
Αλλά όταν η ομάδα έψαξε τις εικόνες από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble που είχαν τραβήξει φωτογραφίες μέσω οκτώ διαφορετικών φίλτρων, κανένα αστέρι δεν ήταν ορατό στη θέση του σουπερνόβα. Αυτό το εύρημα ακολουθεί μια γρήγορη αναφορά από τον Σεπτέμβριο, η οποία ανακοίνωσε τα ίδια αποτελέσματα, αλλά με πολύ χαμηλότερο όριο ανίχνευσης. Η ομάδα παρακολούθησε αναζητώντας εικόνες από το Σπίτζερ τηλεσκόπιο υπέρυθρης ακτινοβολίας που επίσης δεν κατάφερε να βρει καμία πηγή στη σωστή θέση.
Αν και αυτό δεν αποκλείει την παρουσία του αστέρι που συμβάλλει, θέτει περιορισμούς στις ιδιότητές του. Το όριο φωτεινότητας σημαίνει ότι το αστέρι του συνεργάτη δεν θα μπορούσε να ήταν ένας φωτεινός κόκκινος γίγαντας. Αντ 'αυτού, το αποτέλεσμα ευνοεί ένα άλλο μοντέλο μαζικής δωρεάς γνωστό ως διπλό εκφυλισμένο μοντέλο
Σε αυτό το σενάριο, δύο λευκοί νάνοι (και οι δύο υποστηρίζονται από εκφυλισμένα ηλεκτρόνια) περιστρέφονται μεταξύ τους σε μια σφιχτή τροχιά. Λόγω σχετικιστικών επιδράσεων, το σύστημα θα χάσει αργά ενέργεια και τελικά τα δύο αστέρια θα γίνουν αρκετά κοντά ώστε το ένα να διαταραχθεί αρκετά ώστε να χυθεί η μάζα στο άλλο. Εάν αυτή η μεταφορά μάζας ωθήσει το πρωτεύον πάνω από το όριο 1,4 ηλιακής μάζας, θα προκαλούσε το ίδιο είδος έκρηξης.
Αυτό το διπλό εκφυλισμένο μοντέλο δεν αποκλείει αποκλειστικά την πιθανότητα να συμβάλλουν οι κόκκινοι γίγαντες σε supernova τύπου Ia, αλλά πρόσφατα άλλα στοιχεία έχουν αποκαλύψει ελλείποντες κόκκινους γίγαντες σε άλλες περιπτώσεις.
