Ia型超新星
この型の超新星の形成モデルの1つは、近接した連星系である。祖先となる連星系は、主系列星とそれよりだいぶ質量の小さい伴星から構成される。質量が大きいため、主星が先に漸近巨星分枝に進化し、この段階では恒星の外層が大きく肥大化する。2つの恒星が外層を共有した場合、系は多くの質量を失い、角モーメント、軌道半径、軌道周期を減少させる。主星が白色矮星に縮退した後、伴星は赤色巨星に進化し、主星に質量転移を始める。この外層を共有する最終段階で、2つの恒星はらせんを描きながら接近し、角モーメントは失われる。最終的な軌道は、周期が数時間程度まで短くなる。物質の降着が十分長く続くと、白色矮星は最終的にチャンドラセカール限界に近づく。
可能性はより小さいが、2つ目の可能性として、Ia型超新星となるきっかけは、2つの白色矮星が融合し、合計質量がチャンドラセカール限界を超えることが考えられる。(この状態は「超チャンドラセカール質量白色矮星」と呼ばれる。
Ia型超新星は、アメリカの天文学者ルドルフ・ミンコフスキーとフリッツ・ツビッキーによって開発された超新星の分類法におけるサブカテゴリーである。この型の超新星の形成過程にはいくつかあるが、共通の機構を持つ。ゆっくり自転しているとき、炭素と酸素に富んだ白色矮星上の伴星からの降着物質は、チャンドラセカール限界を超えない。この限界を超えると、電子縮退圧で自身の重さを支えることができなくなり、崩壊を始める。相殺がなければ、白色矮星は崩壊して中性子星となる。主にマグネシウム、ネオン、酸素から構成される白色矮星の場合は、この過程をたどるのが普通である。
しかし、現在の天文学者は、実際にはこの限界には達せず、崩壊は始まらないと考えている。その代わり、質量の増加による圧力と密度の増加が核の温度を上昇させ、限界まで約1%に至ると、対流が生じ、約1000年間続く。この爆発寸前の段階のいくつかの点で、炭素燃焼過程のエネルギーによる爆発前面が生まれる。点火の詳細はまだ分かっていない。その直後に酸素燃焼過程が開始するが、酸素は炭素ほど完全には消費されない。
核融合が始まると、白色矮星の温度は上昇し始める。熱圧力によって支えられる主系列星は拡張し、熱エネルギーの増加と釣り合って、冷える。しかし、縮退圧は温度に依存しないため、白色矮星は燃焼過程を制御することができず、暴走核融合反応が起こりやすくなる。