Ko so ga odkrili 24. avgusta 2011, je bila supernova 2011fe najbližja supernova od slovitega SN 1987A. Nahaja se v razmeroma bližnji galaksiji Pinwheel (M101), saj je bil znanstvenik glavni cilj za preučevanje, saj je bila gostiteljska galaksija dobro raziskana in številne slike z visoko ločljivostjo obstajajo že pred eksplozijo, kar je astronomom omogočalo, da poiščejo informacije o zvezdi, ki privedlo do izbruha. Ko pa so astronomi, ki jih je vodil Weidong Li, na kalifornijski univerzi Berkeley, iskali, kaj so ugotovili, da so kljubovali običajno sprejetim razlagam za supernove iste vrste kot 2011fe.
SN 2011fe je bila supernova tipa 1a. Pričakuje se, da bo ta razred supernove povzročil beli škrat, ki nabira maso, ki jo je prispevala spremljevalna zvezda. Splošno pričakovanje je, da je spremljevalna zvezda zvezda, ki se razvija iz glavnega zaporedja. Med tem se nabrekne in snov se razlije na belega škrata. Če to potisne pritlikavo maso čez mejo, ki je 1,4-krat večja od Sončeve mase, zvezda ne more več podpirati teže in se podvrže ubežanju in odrivanju, kar ima za posledico supernovo.
Na srečo otekle zvezde, znane kot rdeči velikani, postanejo izjemno svetle zaradi velike površine. Osma najsvetlejša zvezda na našem nebu, Betelgeuse, je eden teh rdečih velikanov. Ta velika svetlost pomeni, da so ti predmeti vidni z velikih razdalj, potencialno tudi v galaksijah, oddaljenih kot Pinwheel. V tem primeru bi astronomi iz Berkeleyja lahko preiskali arhivske posnetke in zaznali svetlejšo rdečo velikanko, ki bi proučevala sistem pred eksplozijo.
Ko pa je ekipa iskala slike iz vesoljskega teleskopa Hubble, ki je posnel slike skozi osem različnih filtrov, na lokaciji supernove ni bilo videti nobene zvezde. Do te ugotovitve sledi hitro poročilo iz septembra, ki je objavilo enake rezultate, vendar s precej nižjim pragom za odkrivanje. Skupina je spremljala slike iz Spitzer infrardeči teleskop, ki prav tako ni uspel najti nobenega vira na pravem mestu.
Čeprav to ne izključuje prisotnosti zvezde, ki prispeva, vendar omejuje njene lastnosti. Omejitev svetlosti pomeni, da zvezda, ki je prispevala, ne bi mogla biti svetleč rdeč velikan. Namesto tega rezultat daje prednost drugemu modelu množičnega darovanja, ki je znan kot dvojno izrojeni model
V tem scenariju dva bela škrata (oba podprta z degeneriranimi elektroni) krožita drug v drugem v tesni orbiti. Zaradi relativističnih učinkov bo sistem počasi izgubljal energijo in sčasoma se bosta dve zvezdi dovolj približali, da se bo ena dovolj zmotila, da se bo masa razlila na drugo. Če ta masni prenos potisne primarno čez mejo 1,4 sončne mase, bi sprožil isto vrsto eksplozije.
Ta dvojni degenerirani model ne izključuje izključno možnosti, da bi rdeči velikani prispevali k supernovam tipa Ia, v zadnjem času pa so v drugih primerih razkrili manjkajoče rdeče velikane.
