Khi được phát hiện vào ngày 24 tháng 8 năm 2011, siêu tân tinh 2011fe là siêu tân tinh gần nhất kể từ SN 1987A nổi tiếng. Nằm trong thiên hà Pinwheel tương đối gần (M101), đó là mục tiêu chính để các nhà khoa học nghiên cứu vì thiên hà chủ đã được nghiên cứu kỹ lưỡng và nhiều hình ảnh có độ phân giải cao tồn tại từ trước vụ nổ, cho phép các nhà thiên văn tìm kiếm thông tin về ngôi sao đó. dẫn đến vụ phun trào. Nhưng khi các nhà thiên văn học, dẫn đầu bởi Weidong Li, tại Đại học California, Berkeley đã tìm kiếm, những gì họ tìm thấy đã thách thức những lời giải thích được chấp nhận điển hình cho siêu tân tinh cùng loại với 2011fe.
SN 2011fe là siêu tân tinh loại 1a. Lớp siêu tân tinh này dự kiến sẽ được gây ra bởi một sao lùn trắng tích lũy khối lượng được đóng góp bởi một ngôi sao đồng hành. Kỳ vọng chung là ngôi sao đồng hành là một ngôi sao phát triển theo trình tự chính. Khi đó, nó phồng lên và vật chất tràn vào sao lùn trắng. Nếu điều này đẩy khối lượng lùn vượt quá giới hạn 1,4 lần khối lượng Mặt trời, ngôi sao không còn có thể đỡ trọng lượng và nó trải qua sự sụp đổ và bật lại, dẫn đến siêu tân tinh.
May mắn thay, những ngôi sao sưng lên, được gọi là những người khổng lồ đỏ, trở nên cực kỳ sáng do diện tích bề mặt lớn của chúng. Ngôi sao sáng thứ tám trên bầu trời của chúng ta, Betelgeuse, là một trong những người khổng lồ đỏ này. Độ sáng cao này có nghĩa là những vật thể này có thể nhìn thấy từ khoảng cách lớn, có khả năng ngay cả trong các thiên hà ở xa như Pinwheel. Nếu vậy, các nhà thiên văn học từ Berkeley sẽ có thể tìm kiếm hình ảnh lưu trữ và phát hiện người khổng lồ đỏ sáng hơn để nghiên cứu hệ thống trước vụ nổ.
Nhưng khi nhóm nghiên cứu tìm kiếm hình ảnh từ Kính viễn vọng Không gian Hubble đã chụp ảnh qua tám bộ lọc khác nhau, không có ngôi sao nào có thể nhìn thấy tại vị trí của siêu tân tinh. Phát hiện này theo một báo cáo nhanh từ tháng 9 đã công bố kết quả tương tự, nhưng với ngưỡng phát hiện thấp hơn nhiều. Nhóm nghiên cứu tiếp theo bằng cách tìm kiếm hình ảnh từ Spitzer kính viễn vọng hồng ngoại cũng không tìm thấy nguồn nào ở vị trí thích hợp.
Mặc dù điều này không loại trừ sự hiện diện của ngôi sao đóng góp, nhưng nó đặt ra các ràng buộc đối với các thuộc tính của nó. Giới hạn về độ sáng có nghĩa là ngôi sao đóng góp không thể là một người khổng lồ đỏ rực. Thay vào đó, kết quả ủng hộ một mô hình quyên góp hàng loạt khác được gọi là mô hình thoái hóa kép
Trong kịch bản này, hai sao lùn trắng (cả hai được hỗ trợ bởi các electron thoái hóa) quay quanh nhau theo một quỹ đạo chặt chẽ. Do các hiệu ứng tương đối tính, hệ thống sẽ dần mất năng lượng và cuối cùng hai ngôi sao sẽ trở nên đủ gần để một người trở nên bị phá vỡ đủ để làm đổ khối lượng lên nhau. Nếu sự chuyển khối này đẩy khối lượng chính vượt quá giới hạn khối lượng mặt trời 1,4, nó sẽ gây ra vụ nổ tương tự.
Mô hình thoái hóa kép này không loại trừ khả năng những người khổng lồ đỏ góp phần tạo ra siêu tân tinh loại Ia, nhưng gần đây các bằng chứng khác đã tiết lộ những người khổng lồ đỏ mất tích trong các trường hợp khác.
