Kui supernoova 2011fe avastati 24. augustil 2011, oli see lähim supernoova pärast kuulsat SN 1987A. Asudes suhteliselt lähedal asuvas Pinwheeli galaktikas (M101), oli see teadlaste peamine eesmärk uurida, kuna vastuvõtvat galaktikat on hästi uuritud ja enne plahvatust on olemas palju kõrgresolutsiooniga pilte, mis võimaldavad astronoomidel otsida neilt tähe kohta teavet, mis viis purskamiseni. Kuid kui astronoomid eesotsas Weidong Li-ga California ülikoolis Berkeley-st otsisid, trotsisid nad nende poolt tüüpiliselt aktsepteeritud seletusi sama tüüpi supernovadele nagu 2011fe.
SN 2011fe oli 1.a tüüpi supernoova. Selle supernoova klassi põhjustajaks on eeldatavasti valge kääbus, kes kogub kaasatähe panustatud massi. Üldine ootus on, et kaastäht on täht, mis areneb välja põhijärjestusest. Nii paisub see üles ja aine voolab valge kääbuse peale. Kui see surub kääbuse massi üle Päikese massist 1,4-kordse piiri, ei saa täht enam raskust toetada ja see läbib põgeneva kokkuvarisemise ja tagasilöögi, mille tulemuseks on supernoova.
Õnneks muutuvad punaste hiiglastena tuntud paistes tähed suure pindala tõttu erakordselt heledaks. Kaheksas heledam täht meie enda taevas, Betelgeuse, on üks neist punastest hiiglastest. See kõrge heledus tähendab, et need objektid on nähtavad suurtest kaugustest, potentsiaalselt isegi nii kaugetes galaktikates nagu tihvt. Kui jah, siis saaksid Berkeley astronoomid otsida arhiivipilte ja tuvastada heledam punane hiiglane, et uurida süsteemi enne plahvatust.
Kuid kui meeskond otsis Hubble'i kosmoseteleskoobist pilte, mis olid piltidelt läbi kaheksa erineva filtri teinud, polnud supernoova asukohas ühtegi tähte. See leid järgneb septembrikuisele kiirele aruandele, kus teatati samadest tulemustest, kuid avastamiskünnis oli palju madalam. Meeskond jälgis pilte Spitzer infrapuna teleskoop, mis samuti ei leidnud õigest asukohast ühtegi allikat.
Kuigi see ei välista panustava tähe olemasolu, piirab see selle omadusi. Heleduse piir tähendab, et kaastäht ei saanud olla helendav punane hiiglane. Selle asemel soosib tulemus teist massiannetuse mudelit, mida tuntakse kahekordse degeneratsiooni mudelina
Selle stsenaariumi korral tiirlevad kitsas orbiidil kaks valget kääbust (mõlemat toetavad degenereerunud elektronid). Relativistlike mõjude tõttu kaotab süsteem aeglaselt energiat ja lõpuks muutuvad kaks tähte piisavalt lähestikku, nii et üks on piisavalt häiritud, et teisele massi sattuda. Kui selline massiülekanne lükkab primaariumi üle 1,4 päikesemassi piiri, vallandaks see samalaadse plahvatuse.
See topelt degenereerunud mudel ei välista ainult punaste hiiglaste võimalust kaasa aidata Ia tüüpi supernoovadesse, kuid hiljuti on muud tõendid näidanud, et muudel juhtudel puuduvad punased hiiglased.
