24 Ağustos 2011'de keşfedildiğinde, süpernova 2011fe, ünlü SN 1987A'dan bu yana en yakın süpernova oldu. Nispeten yakındaki Pinwheel galaksisinde (M101) bulunan, ev sahibi galaksinin iyi çalışıldığı ve patlamadan önceki birçok yüksek çözünürlüklü görüntü bulunduğundan, astronomların yıldız hakkında bilgi aramasına izin veren bilim adamlarının çalışması için başlıca hedefti. patlamaya yol açtı. Ancak, Kaliforniya Üniversitesi'nde Weidong Li liderliğindeki gökbilimciler, Berkeley araştırdıklarında, buldukları şey, 2011fe ile aynı tür süpernovalar için kabul edilen genel açıklamalara karşı geldi.
SN 2011fe bir tip 1a süpernova idi. Bu süpernova sınıfına, eşlik eden bir yıldızın katkıda bulunduğu kütleyi biriktiren beyaz bir cüceden kaynaklanması bekleniyor. Genel beklenti, refakatçi yıldızın ana diziden evrimleşen bir yıldız olmasıdır. Olduğu gibi şişer ve madde beyaz cüceye dökülür. Bu, cücenin kütlesini Güneş kütlesinin 1,4 katını aşarsa, yıldız artık ağırlığı destekleyemez ve bir süpernova ile sonuçlanan kaçak bir çöküşe ve geri tepmeye maruz kalır.
Neyse ki, kırmızı devler olarak bilinen şişmiş yıldızlar, geniş yüzey alanlarından dolayı olağanüstü parlak hale gelir. Kendi gökyüzümüzdeki sekizinci en parlak yıldız Betelgeuse, bu kırmızı devlerden biridir. Bu yüksek parlaklık, bu nesnelerin büyük mesafelerden, potansiyel olarak Fırıldak kadar uzak galaksilerde bile görülebileceği anlamına gelir. Eğer öyleyse, Berkeley gökbilimcileri, patlamadan önce sistemi incelemek ve sistemi incelemek için daha parlak kırmızı devi tespit edebileceklerdi.
Ancak ekip, sekiz farklı filtreden resim çeken Hubble Uzay Teleskobu'ndan görüntüler aradığında, süpernova yerinde hiçbir yıldız görünmedi. Bu bulgu, aynı sonuçları açıklayan ancak tespit için çok daha düşük bir eşiğe sahip olan Eylül ayından kısa bir rapor izliyor. Takibi takip eden ekip Spitzer doğru yerde herhangi bir kaynak bulamayan kızılötesi teleskop.
Bu, katkıda bulunan yıldızın varlığını göz ardı etmese de, özelliklerine kısıtlamalar getirir. Parlaklık sınırı, katkıda bulunan yıldızın parlak kırmızı bir dev olamayacağı anlamına gelir. Bunun yerine, sonuç, çift dejenere bir model olarak bilinen başka bir kitle bağış modelini destekliyor
Bu senaryoda, iki beyaz cüce (her ikisi dejenere elektronlar tarafından desteklenir) sıkı bir yörüngede birbirlerinin etrafında döner. Relativistik etkiler nedeniyle, sistem yavaş yavaş enerji kaybedecek ve sonunda iki yıldız, birinin diğerine kütle dökmek için yeterince bozulacak kadar yakın hale gelecektir. Eğer bu kütle transferi birincil güneş enerjisini 1.4 güneş kütlesi sınırını aşarsa, aynı patlamayı tetikler.
Bu çift dejenere model sadece kırmızı devlerin tip Ia süpernovalarına katkıda bulunma olasılığını dışlamaz, ancak son zamanlarda başka kanıtlar diğer durumlarda eksik kırmızı devleri ortaya çıkarmıştır.
