Lorsqu'elle a été découverte le 24 août 2011, la supernova 2011fe était la supernova la plus proche depuis la célèbre SN 1987A. Situé dans la galaxie Pinwheel relativement proche (M101), c'était une cible privilégiée pour les scientifiques car la galaxie hôte a été bien étudiée et de nombreuses images haute résolution existent avant l'explosion, permettant aux astronomes de les rechercher des informations sur l'étoile qui conduit à l'éruption. Mais lorsque les astronomes, dirigés par Weidong Li, à l'Université de Californie, Berkeley ont fouillé, ce qu'ils ont trouvé défie les explications généralement acceptées pour les supernovae du même type que 2011fe.
SN 2011fe était une supernova de type 1a. Cette classe de supernova devrait être causée par une naine blanche qui accumule la masse apportée par une étoile compagnon. L'attente générale est que l'étoile compagnon est une étoile évoluant hors de la séquence principale. Ce faisant, il gonfle et la matière se déverse sur le nain blanc. Si cela pousse la masse du nain au-dessus de la limite de 1,4 fois la masse du Soleil, l'étoile ne peut plus supporter le poids et elle subit un effondrement et un rebond incontrôlés, entraînant une supernova.
Heureusement, les étoiles gonflées, appelées géantes rouges, deviennent exceptionnellement brillantes en raison de leur grande surface. La huitième étoile la plus brillante de notre propre ciel, Bételgeuse, est l'une de ces géantes rouges. Cette luminosité élevée signifie que ces objets sont visibles à grande distance, potentiellement même dans des galaxies aussi éloignées que le Pinwheel. Si c'est le cas, les astronomes de Berkeley pourraient rechercher des images d'archives et détecter la géante rouge plus brillante pour étudier le système avant l'explosion.
Mais lorsque l'équipe a recherché les images du télescope spatial Hubble qui avaient pris des photos à travers huit filtres différents, aucune étoile n'était visible à l'emplacement de la supernova. Cette constatation fait suite à un rapport rapide de septembre qui a annoncé les mêmes résultats, mais avec un seuil de détection beaucoup plus bas. L'équipe a poursuivi en recherchant des images Spitzer télescope infrarouge qui n'a pas non plus trouvé de source au bon endroit.
Bien que cela n'exclue pas la présence de l'étoile contributive, cela impose des contraintes sur ses propriétés. La limite de luminosité signifie que l'étoile contributrice ne pouvait pas être une géante rouge lumineuse. Au lieu de cela, le résultat favorise un autre modèle de don de masse connu sous le nom de modèle à double dégénérescence
Dans ce scénario, deux naines blanches (toutes deux soutenues par des électrons dégénérés) orbitent l'une sur l'autre sur une orbite étroite. En raison d'effets relativistes, le système perdra lentement de l'énergie et, finalement, les deux étoiles deviendront suffisamment proches pour que l'une soit suffisamment perturbée pour renverser de la masse sur l'autre. Si ce transfert de masse pousse le primaire au-dessus de la limite de masse solaire de 1,4, il déclencherait le même type d'explosion.
Ce modèle à double dégénération n'exclut pas exclusivement la possibilité que des géantes rouges contribuent aux supernovae de type Ia, mais récemment d'autres preuves ont révélé la disparition de géantes rouges dans d'autres cas.
