La etapa de la evolución estelar conocida como "nebulosa planetaria” (NP) es el destino final de las estrellas cuya masa está comprendida entre 1 y 8 masas solares (M⊙). El origen de las complejas morfologías que se observan en muchas NPs es aún una incógnita, aunque se han propuesto varios mecanismos que requieren la interacción mutua de las estrellas de un sistema binario en el centro de las NPs. En los sistemas binarios cerrados, la separación orbital es lo suficientemente pequeña como para que la estrella primaria desborde su lóbulo de Roche a medida que se expande durante la rama asintótica de gigante (AGB). El exceso de material termina formando una envoltura común (CE) que rodea a ambas estrellas del sistema binario. Las fuerzas de rozamiento con esta envoltura resultan en su expulsión en forma de NP bipolar cuyo ecuador coincide con el plano orbital del sistema. Por otra parte, los sistemas en los que ambas estrellas han expulsado sus capas externas y están evolucionando hacia la etapa de enana blanca se denominan “degenerados dobles". En este trabajo mostramos que Henize 2-428 contiene un sistema binario central de estas características con una masa combinada por encima del límite de Chandrasekhar de 1.4 M⊙. Debido a su corto periodo orbital (4.2 horas) y su masa total (1.76 M⊙), las dos enanas blancas se fusionarán dentro de unos 700 millones de años, dando lugar a una supernova de tipo Ia (SN Ia). Este hallazgo apoya la idea de que la formación de supernovas de tipo Ia se produce en sistemas binarios degenerados dobles con una masa combinada superior a la de Chandrasekhar.
