Da supernova 2011fe blev opdaget den 24. august 2011, var den nærmeste supernova siden den berømte SN 1987A. Beliggende i den relativt nærliggende Pinwheel-galakse (M101), var det et primært mål for forskere at studere, siden værtsgalaksen er blevet studeret godt, og der findes mange billeder i høj opløsning fra før eksplosionen, hvilket gjorde det muligt for astronomer at søge dem efter information om stjernen, som førte til udbruddet. Men da astronomer, ledet af Weidong Li, ved University of California, søgte Berkeley, hvad de fandt trodsede de typisk accepterede forklaringer på supernovaer af samme type som 2011fe.
SN 2011fe var en supernova af type 1a. Denne klasse af supernova forventes at være forårsaget af en hvid dværg, der akkumulerer masse bidraget af en ledsagerstjerne. Den generelle forventning er, at ledsagerstjernen er en stjerne, der udvikler sig fra hovedsekvensen. Som det gør, svulmer det op, og materie spildes på den hvide dværg. Hvis dette skubber dværgens masse over grænsen på 1,4 gange solens masse, kan stjernen ikke længere understøtte vægten, og den gennemgår et løbsk sammenbrud og rebound, hvilket resulterer i en supernova.
Heldigvis bliver de opsvulmede stjerner, kendt som røde giganter, usædvanligt lyse på grund af deres store overfladeareal. Den ottende lyseste stjerne i vores egen himmel, Betelgeuse, er en af disse røde giganter. Denne høje lysstyrke betyder, at disse objekter er synlige fra store afstande, muligvis endda i galakser så fjerne som Pinwheel. I så fald ville astronomerne fra Berkeley være i stand til at søge arkivbilleder og opdage den lysere røde kæmpe for at studere systemet inden eksplosionen.
Men da teamet søgte på billederne fra Hubble-rumteleskopet, der havde klikket billeder gennem otte forskellige filtre, var der ingen stjerne synlige på supernovas placering. Denne konstatering følger en hurtig rapport fra september, der annoncerede de samme resultater, men med en meget lavere tærskel for påvisning. Holdet fulgte op med at søge billeder fra Spitzer infrarødt teleskop, som heller ikke kunne finde nogen kilde på det rigtige sted.
Selvom dette ikke udelukker tilstedeværelsen af den medvirkende stjerne, lægger den begrænsninger for dens egenskaber. Grænsen for lysstyrke betyder, at den bidragydende stjerne ikke kunne have været en lysende rød gigant. I stedet favoriserer resultatet en anden model for massdonation, der er kendt som en dobbelt-degenereret model
I dette scenarie kredser to hvide dværge (begge understøttet af degenererede elektroner) hinanden i en tæt bane. På grund af relativistiske effekter mister systemet langsomt energi, og til sidst vil de to stjerner blive tæt nok til, at den ene bliver forstyrret nok til at udslette masse på den anden. Hvis denne masseoverførsel skubber primæren over den 1,4 solmassegrænse, ville den udløse den samme slags eksplosion.
Denne dobbelt degenererede model udelukker ikke udelukkende muligheden for, at røde giganter bidrager til type Ia-supernovaer, men for nylig har andre beviser afsløret manglende røde giganter i andre tilfælde.
