Kun supernova 2011fe löydettiin 24. elokuuta 2011, se oli lähin supernova kuuluisan SN 1987A: n jälkeen. Se sijaitsi suhteellisen lähellä olevassa Pinwheel-galaksissa (M101), ja se oli tutkijoiden ensisijainen tavoite tutkia, koska isäntägalaksia on tutkittu hyvin ja ennen räjähdystä on olemassa monia korkearesoluutioisia kuvia, jolloin tähtitieteilijät voivat etsiä heiltä tietoa tähdestä, joka johti purkaukseen. Mutta kun tähtitieteilijät, joita johtaa Weidong Li, Kalifornian yliopistossa, Berkeley haki, heidän havaitsemansa epäilivät tyypillisesti hyväksyttyjä selityksiä samantyyppisille supernovoille kuin 2011fe.
SN 2011fe oli tyypin 1a supernova. Tämän supernova-luokan odotetaan aiheuttavan valkoisen kääpiön, joka kerää joukon, jonka mukana on seuratähti. Yleinen odotus on, että seuratähti on tähti, joka kehittyy pois pääjärjestyksestä. Tällöin se turpoaa ja aine vuotaa valkoiseen kääpiöön. Jos tämä työntää kääpiömassin yli rajan, joka on 1,4-kertainen auringon massaan nähden, tähti ei voi enää tukea painoa ja se kohoaa karkuun ja romahtaa, mikä johtaa supernoovaan.
Onneksi turvonneet tähdet, jotka tunnetaan nimellä punaiset jättiläiset, muuttuvat poikkeuksellisen kirkkaiksi suuren pinta-alansa vuoksi. Oman taivaamme kahdeksas kirkkain tähti, Betelgeuse, on yksi näistä punaisista jättiläisistä. Tämä korkea kirkkaus tarkoittaa, että nämä esineet ovat näkyvissä suurista etäisyyksistä, mahdollisesti jopa niin kaukaisissa galakseissa kuin Naparatas. Jos niin, Berkeleyn tähtitieteilijät pystyisivät etsimään arkistokuvia ja havaitsemaan kirkkaamman punaisen jättiläisen tutkimaan järjestelmää ennen räjähdystä.
Mutta kun ryhmä haki kuvia Hubble-avaruusteleskoopista, joka oli napsauttanut kuvia kahdeksan eri suodattimen läpi, yhtään tähteä ei ollut näkyvissä supernovan kohdalla. Tämä havainto seuraa syyskuussa toimitettua nopeaa raporttia, joka ilmoitti samat tulokset, mutta jolla on paljon alhaisempi havaitsemiskynnys. Ryhmä seurasi etsimällä kuvia Spitzer infrapuna-kaukoputki, joka ei myöskään löytänyt mitään lähdettä oikeaan sijaintiin.
Vaikka tämä ei sulje pois osallistuvan tähden läsnäoloa, se rajoittaa sen ominaisuuksia. Kirkkauden rajoitus tarkoittaa, että avustava tähti ei voinut olla valoisa punainen jättiläinen. Sen sijaan tulos suosii toista joukkoluovutusmallia, joka tunnetaan kaksinkertaiseksi rappeutuneeksi malliksi
Tässä skenaariossa kaksi valkoista kääpiötä (molemmat tukeutuneet rappeutuneilla elektroneilla) kiertävät toisiaan tiukalla kiertoradalla. Relativististen vaikutusten takia järjestelmä menettää hitaasti energiaa ja lopulta kaksi tähtiä tulee riittävän lähelle, että toinen häiriintyy niin, että massa voi vuotaa toiseen. Jos tämä massansiirto työntää primaarisen yli aurinkovoiman 1,4 rajan, se laukaisi samanlaisen räjähdyksen.
Tämä kaksinkertainen rappeutunut malli ei sulje yksinomaan pois mahdollisuutta, että punaiset jättiläiset osallistuvat tyypin Ia supernovoihin, mutta viime aikoina muut todisteet ovat paljastaneet punaisten jättiläisten puuttuvan muissa tapauksissa.
