Когато бе открита на 24 август 2011 г., supernova 2011fe беше най-близката супернова след известната SN 1987A. Разположена в сравнително близката галактика Pinwheel (M101), тя беше основна цел за изследване на учените, тъй като приемащата галактика е добре проучена и съществуват много изображения с висока разделителна способност от преди експлозията, което позволява на астрономите да ги търсят за информация за звездата, която доведе до изригването. Но когато астрономите, водени от Уейдонг Ли, в Калифорнийския университет, Бъркли претърсиха, това, което намериха, опровергаха общоприетите обяснения за свръхнови от същия тип като 2011fe.
SN 2011fe беше супернова тип 1a. Този клас свръхнови се очаква да бъде причинен от бяло джудже, което натрупва маса, допринесена от другарска звезда. Общото очакване е, че придружаващата звезда е звезда, развиваща се извън основната последователност. Докато настъпва, той се надува и материята се разлива върху бялото джудже. Ако това натисне масата на джуджето над границата от 1,4 пъти по-голяма от масата на Слънцето, звездата вече не може да издържи теглото си и претърпява срив и отскок, което води до свръхнова.
За щастие, подутите звезди, известни като червени гиганти, стават изключително ярки поради голямата си повърхност. Осмата най-ярката звезда в собственото ни небе, Бетелгейзе, е един от тези червени гиганти. Тази висока яркост означава, че тези обекти са видими от големи разстояния, потенциално дори в галактики, толкова отдалечени като въртящия се. Ако е така, астрономите от Беркли ще могат да търсят архивни изображения и да открият по-яркия червен гигант, който да изследва системата преди експлозията.
Но когато екипът претърси изображенията от космическия телескоп Хъбъл, който щракна снимки през осем различни филтъра, на мястото на свръхновата не се виждаше нито една звезда. Тази констатация следва бърз доклад от септември, който обяви същите резултати, но с много по-нисък праг за откриване. Екипът последва търсене на изображения от Spitzer инфрачервен телескоп, който също не успя да намери източник на правилното място.
Въпреки че това не изключва присъствието на допринасящата звезда, тя поставя ограничения върху нейните свойства. Ограничението за яркост означава, че звездата-участник не е могла да бъде светещ червен гигант. Вместо това резултатът благоприятства друг модел на масово даряване, известен като двойно-изроден модел
В този сценарий две бели джуджета (и двете поддържани от изродени електрони) се въртят в орбита едно в друго. Поради релативистичните ефекти, системата бавно ще загуби енергия и в крайна сметка двете звезди ще станат достатъчно близки, че едната ще се разруши достатъчно, за да се разлее маса върху другата. Ако този пренос на маса избута първичния над границата на 1,4 слънчева маса, това би предизвикало същия вид експлозия.
Този двоен изроден модел не изключва изключително възможността червените гиганти да допринасят за суперновите тип Ia, но наскоро други доказателства разкриха липсващи червени гиганти в други случаи.
