Обнаруженная 24 августа 2011 года сверхновая 2011fe была самой близкой сверхновой со времен знаменитого SN 1987A. Расположенная в относительно близкой галактике Pinwheel (M101), она была главной целью для изучения учеными, поскольку галактика-хозяин была хорошо изучена, и многие изображения высокого разрешения существуют еще до взрыва, что позволяет астрономам искать информацию о звезде, которая привело к извержению. Но когда астрономы во главе с Вейдонг Ли в Университете Калифорнии, Беркли, искали, то, что они обнаружили, не поддается общепринятым объяснениям сверхновых звезд того же типа, что и 2011fe.
SN 2011fe был сверхновой типа 1а. Ожидается, что этот класс сверхновых вызван белым карликом, который накапливает массу, вносимую звездой-компаньоном. Общее ожидание состоит в том, что звезда-компаньон - это звезда, эволюционирующая от главной последовательности. При этом он раздувается, и материя льется на белого карлика. Если это толкает массу дварфа за предел, превышающий массу Солнца в 1,4 раза, звезда больше не может выдерживать вес, и она испытывает внезапный коллапс и отскок, что приводит к появлению сверхновой звезды.
К счастью, набухшие звезды, известные как красные гиганты, становятся исключительно яркими из-за своей большой площади поверхности. Восьмая яркая звезда на нашем собственном небе, Бетельгейзе, является одним из этих красных гигантов. Эта высокая яркость означает, что эти объекты видны с больших расстояний, потенциально даже в галактиках, таких же удаленных, как вертушка. Если это так, астрономы из Беркли смогут искать архивные изображения и обнаруживать более яркий красный гигант, чтобы изучить систему до взрыва.
Но когда команда провела поиск изображений с космического телескопа Хаббла, который снимал изображения через восемь различных фильтров, в месте расположения сверхновой звезды не было видно. Это открытие следует за кратким отчетом за сентябрь, в котором были объявлены те же результаты, но с гораздо более низким порогом обнаружения. Команда провела поиск изображений из Spitzer инфракрасный телескоп, который также не смог найти источник в нужном месте.
Хотя это не исключает присутствия участвующей звезды, оно накладывает ограничения на ее свойства. Ограничение яркости означает, что звезда-участник не могла быть светящимся красным гигантом. Вместо этого результат благоприятствует другой модели пожертвования массы, известной как модель двойного вырождения.
В этом сценарии два белых карлика (оба поддерживаются вырожденными электронами) вращаются вокруг друг друга на узкой орбите. Из-за релятивистских эффектов система будет медленно терять энергию, и в конце концов две звезды станут достаточно близкими, чтобы одна из них стала достаточно разрушенной, чтобы пролить массу на другую. Если этот массоперенос вытолкнет первичную массу за предел 1,4 солнечной массы, он вызовет такой же взрыв.
Эта модель двойного вырождения не исключает исключительной возможности того, что красные гиганты способствуют появлению сверхновых типа Ia, но в последнее время другие данные выявили отсутствие красных гигантов в других случаях.
