Siêu tân tinh loại Ia
Sự hình thành

Quá trình hình thành. Từ trái qua, trên xuống:
1. Sao đôi trong dãy chính
2. Một thành viên (trắng) phồng to thành sao khổng lồ hoặc hơn thế
3. Sao trắng thổi gió sao về ngôi sao vàng, làm phồng kích thước sao vàng lên và cả hai chìm vào nhau
4. Cả hai ngôi sao được bọc trong một thể thống nhất
5. Lớp khí vỏ bọc cả hệ bay đi, để lại hai ngôi sao đã giảm kích thước đáng kể
6. Ngôi sao trắng lớn co lại thành sao lùn trắng
7. Sao lùn trắng hút dần vật chất sao đồng hành
8. Sao lùn trắng tăng khối lượng và bùng nổ sau khi vượt quá giới hạn
9. Sao đồng hành cũng có thể bị thổi bay đi
Một mô hình về sự hình thành siêu tân tinh loại Ia là từ hệ sao đôi. Ban đầu hệ sao đôi chứa các sao ở dãy chính, với một sao có khối lượng lớn hơn sao kia. Do có khối lượng lớn hơn, ngôi sao này sẽ tiến hóa vào giai đoạn "nhánh khổng lồ tiệm cận" (asymptotic giant branch) sớm hơn, lúc đó lớp bên ngoài của nó sẽ nở rộng đáng kể. Nếu hai sao cùng nằm chung trong một lớp bao (lớp của sao khối lượng lớn đã nở rộng) thì khối lượng của cả hệ có thể mất đi, làm giảm mô men động lượng và do đó là chu kỳ và bán kính quỹ đạo. Sau khi ngôi sao lớn tiến hóa thành sao lùn trắng, ngôi sao thứ hai tiến hóa sang giai đoạn sao khổng lồ đỏ và bắt đầu xảy ra sự bồi tụ vật chất cho sao lùn trắng. Trong giai đoạn chia sẻ cùng một lớp bao vật chất, hai thiên thể sẽ quay theo quỹ đạo xoắn ốc tiến sát về nhau và mô men động lượng của hệ bị giảm dần. Kết quả là chu kỳ quỹ đạo của hệ giảm xuống chỉ còn vài giờ. Nếu sự bồi tụ đủ lâu, sao lùn trắng có thể đạt đến khối lượng của giới hạn Chandrasekhar.
Một khả năng thứ hai, ít gặp hơn, cơ chế cho sự hình thành siêu tân tinh loại Ia đó là sự va chạm và sáp nhập của hai sao lùn trắng, và khối lượng của thiên thể cuối cùng sẽ vượt khối lượng trong giới hạn Chandrasekhar (được goi là sao lùn trắng khối lượng siêu-Chandrasekhar). Trong trường hợp này, khối lượng tổng cộng không bị ràng buộc bởi giới hạn Chandrasekhar. Và đây là một trong vài cách giải thích cho khối lượng dị thường (2 lần khối lượng Mặt Trời) cho nguồn gốc của sao tổ tiên trong tàn dư siêu tân tinh SN 2003fg.
Sự va chạm của các sao đơn độc nằm trong Ngân Hà được cho là xảy ra với 1 sự kiện trong vòng 107-1013 năm; vượt xa tần suất xuất hiện hiện tượng sao mới (novae). Tuy vậy, sự va chạm có khả năng xảy ra cao hơn đối với những vùng đông đúc sao ở các cụm sao cầu. (như sao xanh dị thường-blue stragglers) Một kịch bản tương tự đó là sự va chạm trong hệ sao đôi, hai giữa hai hệ sao đôi chứa sao lùn trắng. Sự va chạm như thế để lại một hệ gồm hai sao lùn trắng quay gần nhau, theo thời gian bán kính quỹ đạo của hệ bị giảm và cuối cùng hai sao lùn trắng va chạm và sáp nhập vào nhau.
Sao lùn trắng đồng hành cũng có thể bồi tụ vật chất từ những loại sao đồng hành khác, như sao dưới khổng lồ (subgiant) hay (nếu quỹ đạo đủ gần) thậm chí là sao trong dãy chính. Quá trình tiến hóa trong giai đoạn bồi tụ này diễn ra chi tiết như thế nào vẫn chưa được biết rõ, và nó có thể phụ thuộc vào cả tốc độ bồi tụ và sự truyền mô men động lượng cho sao lùn trắng. Sau vụ nổ siêu tân tinh, sao đồng hành có bị đẩy tách ra khỏi hệ đôi hay không phụ thuộc vào khối lượng vật chất đã bị đẩy ra trong vụ nổ từ sao lùn trắng.