Cuando se descubrió el 24 de agosto de 2011, la supernova 2011fe fue la supernova más cercana desde el famoso SN 1987A. Ubicado en la relativamente cercana galaxia Pinwheel (M101), fue un objetivo principal para los científicos, ya que la galaxia anfitriona ha sido bien estudiada y existen muchas imágenes de alta resolución desde antes de la explosión, lo que permite a los astrónomos buscar información sobre la estrella que condujo a la erupción. Pero cuando los astrónomos, dirigidos por Weidong Li, en la Universidad de California, Berkeley buscaron, lo que encontraron desafió las explicaciones generalmente aceptadas para supernovas del mismo tipo que 2011fe.
SN 2011fe fue una supernova de tipo 1a. Se espera que esta clase de supernova sea causada por una enana blanca que acumula la masa aportada por una estrella compañera. La expectativa general es que la estrella compañera es una estrella que evoluciona fuera de la secuencia principal. Mientras lo hace, se hincha y la materia se derrama sobre la enana blanca. Si esto empuja la masa del enano por encima del límite de 1,4 veces la masa del Sol, la estrella ya no puede soportar el peso y sufre un colapso y un rebote desbocado, lo que resulta en una supernova.
Afortunadamente, las estrellas hinchadas, conocidas como gigantes rojas, se vuelven excepcionalmente brillantes debido a su gran superficie. La octava estrella más brillante en nuestro propio cielo, Betelgeuse, es uno de estos gigantes rojos. Este alto brillo significa que estos objetos son visibles desde grandes distancias, potencialmente incluso en galaxias tan distantes como el Molinillo. Si es así, los astrónomos de Berkeley podrían buscar imágenes de archivo y detectar el gigante rojo más brillante para estudiar el sistema antes de la explosión.
Pero cuando el equipo buscó las imágenes del Telescopio Espacial Hubble que había tomado imágenes a través de ocho filtros diferentes, no se vio ninguna estrella en la ubicación de la supernova. Este hallazgo sigue a un informe rápido de septiembre que anunció los mismos resultados, pero con un umbral mucho más bajo para la detección. El equipo siguió buscando imágenes del Spitzer telescopio infrarrojo que tampoco pudo encontrar ninguna fuente en la ubicación adecuada.
Si bien esto no descarta la presencia de la estrella contribuyente, sí impone restricciones a sus propiedades. El límite de brillo significa que la estrella contribuyente no podría haber sido un gigante rojo luminoso. En cambio, el resultado favorece otro modelo de donación masiva conocido como modelo de doble degeneración.
En este escenario, dos enanas blancas (ambas apoyadas por electrones degenerados) orbitan entre sí en una órbita estrecha. Debido a los efectos relativistas, el sistema perderá energía lentamente y, finalmente, las dos estrellas se acercarán lo suficiente como para que una se altere lo suficiente como para derramar masa sobre la otra. Si esta transferencia de masa empuja al primario por encima del límite de masa solar de 1.4, provocaría el mismo tipo de explosión.
Este modelo de doble degeneración no excluye exclusivamente la posibilidad de que los gigantes rojos contribuyan a las supernovas de tipo Ia, pero recientemente otra evidencia ha revelado la falta de gigantes rojos en otros casos.
