Quando descoberta em 24 de agosto de 2011, a supernova 2011fe era a supernova mais próxima desde o famoso SN 1987A. Localizada na galáxia Pinwheel, relativamente próxima (M101), era um alvo principal para os cientistas estudarem, uma vez que a galáxia hospedeira foi bem estudada e muitas imagens de alta resolução existem antes da explosão, permitindo que os astrônomos as procurassem por informações sobre a estrela que levou à erupção. Mas quando os astrônomos, liderados por Weidong Li, na Universidade da Califórnia, Berkeley pesquisaram, o que encontraram desafiou as explicações normalmente aceitas para supernovas do mesmo tipo que 2011fe.
O SN 2011fe era uma supernova do tipo 1a. Espera-se que esta classe de supernova seja causada por uma anã branca que acumula massa contribuída por uma estrela companheira. A expectativa geral é que a estrela companheira seja uma estrela que evolui da sequência principal. Enquanto isso, ele incha e a matéria derrama sobre a anã branca. Se isso empurrar a massa do anão acima do limite de 1,4 vezes a massa do Sol, a estrela não poderá mais suportar o peso e sofrerá um colapso e rebote descontrolado, resultando em uma supernova.
Felizmente, as estrelas inchadas, conhecidas como gigantes vermelhas, tornam-se excepcionalmente brilhantes devido à sua grande área de superfície. A oitava estrela mais brilhante em nosso próprio céu, Betelgeuse, é um desses gigantes vermelhos. Esse alto brilho significa que esses objetos são visíveis a grandes distâncias, potencialmente até em galáxias tão distantes quanto o cata-vento. Nesse caso, os astrônomos de Berkeley poderiam procurar imagens de arquivo e detectar o gigante vermelho mais brilhante para estudar o sistema antes da explosão.
Mas quando a equipe pesquisou as imagens do Telescópio Espacial Hubble, que havia tirado fotos através de oito filtros diferentes, nenhuma estrela era visível no local da supernova. Essa descoberta segue um relatório rápido de setembro que anunciou os mesmos resultados, mas com um limite muito mais baixo para detecção. A equipe seguiu pesquisando imagens do Spitzer telescópio infravermelho que também não encontrou nenhuma fonte no local apropriado.
Embora isso não exclua a presença da estrela colaboradora, ela impõe restrições às suas propriedades. O limite de brilho significa que a estrela colaboradora não poderia ter sido um gigante vermelho luminoso. Em vez disso, o resultado favorece outro modelo de doação em massa conhecido como modelo com degeneração dupla
Nesse cenário, duas anãs brancas (ambas suportadas por elétrons degenerados) orbitam uma à outra em uma órbita estreita. Devido a efeitos relativísticos, o sistema perderá energia lentamente e, eventualmente, as duas estrelas ficarão próximas o suficiente para que uma seja interrompida o suficiente para derramar massa na outra. Se essa transferência de massa ultrapassar o limite de massa solar de 1,4, a primária dispararia o mesmo tipo de explosão.
Esse modelo duplo degenerado não exclui exclusivamente a possibilidade de gigantes vermelhos contribuírem para supernovas do tipo Ia, mas recentemente outras evidências revelaram a falta de gigantes vermelhos em outros casos.
