Da supernova 2011fe ble oppdaget 24. august 2011, var den nærmeste supernovaen siden den berømte SN 1987A. Ligger i den relativt nærliggende Pinwheel-galaksen (M101), var det et hovedmål for forskere å studere siden vertsgalaksen har blitt studert godt og mange bilder med høy oppløsning eksisterer fra før eksplosjonen, slik at astronomer kunne søke dem etter informasjon om stjernen som førte til utbruddet. Men da astronomer, ledet av Weidong Li, ved University of California, søkte Berkeley, trosset det de fant de typisk aksepterte forklaringene på supernovaer av samme type som 2011fe.
SN 2011fe var en supernova av type 1a. Denne klassen supernova forventes å være forårsaket av en hvit dverg som akkumulerer masse bidratt av en ledsagerstjerne. Den generelle forventningen er at ledsagerstjernen er en stjerne som utvikler seg fra hovedsekvensen. Når det gjør det, svulmer det opp, og saken søl på den hvite dvergen. Hvis dette skyver dvergmassen over grensen på 1,4 ganger solens masse, kan stjernen ikke lenger støtte vekten og den gjennomgår et løpsk kollaps og rebound, noe som resulterer i en supernova.
Heldigvis blir de oppsvulmede stjernene, kjent som røde giganter, usedvanlig lyse på grunn av deres store overflate. Den åttende lyseste stjernen på vår egen himmel, Betelgeuse, er en av disse røde kjempene. Denne høye lysstyrken betyr at disse objektene er synlige fra store avstander, potensielt til og med i galakser så fjerne som Pinwheel. I så fall ville astronomene fra Berkeley kunne søke i arkivbilder og oppdage den lysere røde giganten for å studere systemet før eksplosjonen.
Men da teamet gjennomsøkte bildene fra Hubble-romteleskopet som hadde knipset bilder gjennom åtte forskjellige filtre, var ingen stjerne synlig på stedet for supernovaen. Dette funnet følger en rask rapport fra september som kunngjorde de samme resultatene, men med en mye lavere terskel for påvisning. Teamet fulgte opp med å søke på bilder fra Spitzer infrarødt teleskop som heller ikke klarte å finne noen kilde på riktig sted.
Selv om dette ikke utelukker tilstedeværelsen av den medvirkende stjernen, setter den begrensninger for dens egenskaper. Grensen for lysstyrke betyr at bidragsyterens stjerne ikke kunne ha vært en lysende rød gigant. I stedet favoriserer resultatet en annen modell av massedonasjon kjent som en dobbeltgenerert modell
I dette scenariet kretser to hvite dverger (begge støttet av degenererte elektroner) hverandre i en tett bane. På grunn av relativistiske effekter vil systemet sakte miste energi og til slutt vil de to stjernene bli nærme nok til at den ene blir forstyrret nok til å søle masse på den andre. Hvis denne masseoverføringen skyver primæren over 1,4 solmassegrensen, ville den utløse den samme typen eksplosjon.
Denne doble degenererte modellen utelukker ikke utelukkende muligheten for at røde giganter bidrar til supernovaer av type Ia, men i det siste har andre bevis avslørt manglende røde giganter i andre tilfeller.
