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后系统中的另一颗恒星也将演化为红巨星，并且这颗红巨星的质量会被临近的白矮星吸积，使后者质量不断增长。在轨道足够接近的情形下，白矮星也有可能从包括主序星在内的其他类型的伴星吸积质量。
Ia型超新星爆发形成的另一种模型是两颗白矮星的合并，届时合并后的质量将有可能超过钱德拉塞卡极限，但此类情形较前者发生几率较低。
Ia型超新星具有特征性的光度曲线，在爆炸发生后它的光度是时间的函数。它所发出的光辐射来自内部从镍-56经钴-56到铁-56的放射性衰变所释放的能量。
从而用于测量距它们宿主星系的距离。不过，最近的观测表明它们的光度曲线的平均宽度也会发生一定的演化，这意味着Ia型超新星的固有光度也会发生变化，尽管这种变化在一个较大的红移尺度上才表现得较为显著。
Ib和I型：
这两类超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程；但有所不同的是，形成Ib或I型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层。
Ib型超新星被认为是大质量的沃尔夫-拉叶星坍缩后的产物。另外还有一些证据认为少量的I型超新星是伽玛射线暴的产生原因，但也有观点认为任何氢元素外层被剥离的Ib或I型超新星在爆炸的几何条件允许的情形下都有可能生成伽玛射线暴。