2011年8月24日に発見されたとき、超新星2011feは有名なSN 1987A以来の最も近い超新星でした。比較的近くのピンホイール銀河（M101）に位置し、ホスト銀河はよく研究されており、爆発の前から多くの高解像度画像が存在し、天文学者がそれらの星に関する情報を検索できるようにするため、科学者が研究する主要なターゲットでした。噴火につながった。しかし、カリフォルニア大学バークレー校のWeidong Li率いる天文学者たちが検索したところ、2011feと同じタイプの超新星に関する一般的に受け入れられている説明が無視されました。
SN 2011feはタイプ1aの超新星でした。このクラスの超新星は、伴星の寄与による質量を蓄積する白い矮星によって引き起こされると予想されています。一般的な期待は、コンパニオンスターがメインシーケンスから進化するスターであるということです。それと同じように、それは膨張し、物質は白い小人にこぼれます。これが小人の質量を太陽の質量の1.4倍の制限を超えて押し上げると、その星はその重量をサポートできなくなり、暴走崩壊とリバウンドを受けて超新星になります。
幸いなことに、赤い巨人として知られている腫れた星は、表面積が大きいために非常に明るくなります。私たち自身の空で8番目に明るい星、ベテルギウスは、これらの赤い巨人の1つです。この高輝度は、これらのオブジェクトが遠方から見える可能性があることを意味します。もしそうなら、バークレーの天文学者はアーカイブ画像を検索し、より明るい赤い巨人を検出して、爆発の前にシステムを研究することができます。
しかし、チームが8つの異なるフィルターを通して写真を撮ったハッブル宇宙望遠鏡から画像を検索したとき、超新星の位置に星は見えませんでした。この発見は、同じ結果を発表した9月のクイックレポートに続いていますが、検出のしきい値ははるかに低くなっています。チームはその後、 スピッツァー 赤外線望遠鏡も適切な場所でソースを見つけることができませんでした。
これは寄与星の存在を除外するものではありませんが、その特性に制約を課します。明るさの制限は、貢献者の星が明るい赤い巨人ではあり得なかったことを意味します。代わりに、結果は二重縮退モデルとして知られている大量寄付の別のモデルを支持します
このシナリオでは、2つの白い矮星（どちらも縮退した電子によってサポートされています）が互いにタイトな軌道を周回しています。相対論的効果のために、システムはゆっくりとエネルギーを失い、最終的に2つの星が十分に近くなり、一方が他方に質量をこぼすほど十分に分裂します。この物質移動がプライマリを1.4太陽質量制限を超えて押し上げると、同じ種類の爆発が引き起こされます。
この二重縮退モデルは、タイプ1aの超新星に寄与するレッドジャイアントの可能性を独占的に排除するものではありませんが、最近他の証拠により、他のケースではレッドジャイアントの欠落が明らかになりました。
