Otkrivena 24. kolovoza 2011., supernova 2011fe bila je najbliža supernova još od čuvenog SN 1987A. Smještena u relativno obližnjoj galaksiji Pinwheel (M101), to je bio glavni cilj znanstvenika za proučavanje budući da je galaksija domaćin bila dobro proučena i da postoje mnoge slike visoke rezolucije prije eksplozije, čime su astronomi mogli potražiti informacije o zvijezdi koja dovela do erupcije. Ali kad su astronomi, predvođeni Weidong Li-om, na kalifornijskom sveučilištu Berkeley, pretražili, što su otkrili da prkose uobičajeno prihvaćenim objašnjenjima za supernove iste vrste kao 2011fe.
SN 2011fe je bio supernova tipa 1a. Očekuje se da će ovu klasu supernova uzrokovati bijeli patuljak koji akumulira masu koju pridonosi supruga zvijezda. Opće očekivanje je da je prateća zvijezda zvijezda koja se razvija izvan glavnog niza. Kako to čini, nabubri i materija se prelije na bijelog patuljka. Ako to gurne patuljastu masu preko granice koja je 1,4 puta veća od Sunčeve mase, zvijezda više ne može podržati težinu i podvrgne se bježanju i skoku, što rezultira supernovom.
Srećom, natečene zvijezde, poznate kao crveni divovi, postaju izuzetno svijetle zbog velike površine. Osma najsjajnija zvijezda na našem nebu, Betelgeuse, jedan je od tih crvenih velikana. Ova velika svjetlina znači da su ti objekti vidljivi s velikih udaljenosti, potencijalno čak i u galaksijama udaljenim poput Pinwheela. Da je to slučaj, astronomi iz Berkeleyja mogli bi pretraživati arhivske slike i otkriti svjetliju crvenu divu kako bi proučavao sustav prije eksplozije.
No, kada je tim pretraživao slike s Hubble svemirskog teleskopa koji je uslikao slike kroz osam različitih filtera, na lokaciji supernove nije bilo nijedne zvijezde. Ovo otkriće prati brzo izvješće iz rujna koje je objavilo iste rezultate, ali s mnogo nižim pragom za otkrivanje. Tim je pratio pretragu slika iz Spitzer infracrveni teleskop koji također nije uspio pronaći nijedan izvor na odgovarajućem mjestu.
Iako to ne isključuje prisutnost zvijezde koja doprinosi, to ograničava njegova svojstva. Ograničenje svjetline znači da zvijezda koja nije mogla biti svjetleći crveni div. Umjesto toga, rezultat favorizira drugi model masovnog doniranja poznat kao dvostruko degenerirani model
U ovom scenariju, dva bijela patuljaka (oba podupirana degeneriranim elektronima) orbitiraju jedno u drugom u tijesnoj orbiti. Zbog relativističkih učinaka, sustav će polako gubiti energiju i na kraju će se dvije zvijezde dovoljno približiti da će jedna postati dovoljno poremećena da prosipa masu na drugu. Ako ovaj prijenos mase gurne primarni preko granice 1,4 Sunčeve mase, pokrenuo bi istu vrstu eksplozije.
Ovaj dvostruki degenerirani model ne isključuje isključivo mogućnost crvenih divova koji doprinose supernovama tipa Ia, ali nedavno su drugi dokazi otkrili nestale crvene divove u drugim slučajevima.
