Siêu tân tinh loại Ia được xếp vào "biểu đồ phân loại siêu tân tinh Minkowski-Zwicky", do các nhà thiên văn học người Hoa Kỳ gốc Đức-Litva Rudolph Minkowski và Hoa Kỳ gốc Thụy Sĩ Fritz Zwicky lập ra.[7] Theo đó siêu tân tinh loại này có thể hình thành theo một số cách khác nhau, nhưng chúng đều có một cơ chế chung. Khi một sao lùn trắng với thành phần cacbon-ôxy,[1] bồi tụ vật chất từ sao đồng hành, khối lượng sao lùn trắng được tăng lên không thể vượt quá giới hạn Chandrasekhar và bằng 1,38 lần khối lượng Mặt Trời, vượt qua giá trị này thì áp suất thoái hóa electron không còn đủ lớn để chống đỡ lực hút hấp dẫn của bản thân nó[8] và sao lùn trắng bắt đầu suy sụp. Để chống lại lực hút hấp dẫn rất mạnh, sao lùn trắng sẽ suy sụp thành sao neutron,[9] như trường hợp thường xảy ra đối với các sao lùn trắng có thành phần chính từ magiê, neon và ô xy.[10]

Hiện nay, quan điểm của các nhà thiên văn về mô hình các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia đó là giới hạn khối lượng mà các sao lùn trắng bồi tụ dẫn tới vụ nổ là không bao giờ đạt đến. Thay vào đó, sự tăng dần áp suất và mật độ do sự tăng dần khối lượng làm tăng nhiệt độ tại lõi,[2] và khi sao lùn trắng đạt đến khối lượng bằng khoảng 1% khối lượng tới hạn,[11] thì bắt đầu một chu kỳ đối lưu trong nó kéo dài trong khoảng 1.000 năm.[12] Ở một số thời điểm và vị trí trên sao lùn trắng trong chu kỳ này, quá trình tổng hợp các hạt nhân cacbon bắt đầu xảy ra làm sản sinh năng lượng và áp suất. Chi tiết về sự đốt cháy cacbon vẫn chưa được biết cụ thể, bao gồm vị trí và số điểm khi xảy ra phản ứng tổng hợp này.[13] Phản ứng tổng hợp hạt nhân ô xy cũng được bắt đầu ngay sau đó, nhưng các hạt nhân ô xy không bị tiêu tan hoàn toàn như các hạt nhân cacbon.[14]

Khi các phản ứng tổng hợp diễn ra, nhiệt độ của sao lùn trắng bắt đầu tăng lên. Một ngôi sao trong dãy chính khi nhiệt lượng trong lõi sao tăng lên thì lớp bên ngoài của nó sẽ nở rộng và lạnh đi để làm cân bằng với nhiệt năng. Tuy nhiên, áp suất lượng tử (áp suất thoái hóa) lại độc lập với nhiệt độ; do vậy sao lùn trắng không thể điều chỉnh được quá trình đốt cháy hạt nhân như các sao thông thường, và quá trình đốt cháy hạt nhân sản sinh ra năng lượng không được kiểm soát. Ngọn lửa cháy một cách cực nhanh, một phần do sự bất ổn định Rayleigh–Taylor và các tương tác với sự nhiễu loạn. Các nhà khoa học vẫn còn tranh cãi về vấn đề khi nào sự nổ với vận tốc siêu thanh chuyển thành quá trình cháy nổ với vận tốc nhỏ hơn vận tốc âm thanh.[12][15]

Bỏ qua các chi tiết chính xác trong quá trình diễn ra các phản ứng tổng hợp hạt nhân, đa phần các nhà vật lý thiên văn đều đồng ý rằng một lượng lớn các hạt nhân cacbon và ô xy trong sao lùn trắng được tổng hợp thành các nguyên tố nặng hơn trong một thời gian chỉ vài giây,[14] làm nhiệt độ trong sao lùn trắng tăng lên hàng tỷ độ. Năng lượng giải phóng từ phản ứng tổng hợp hạt nhân (1–&-6-2-246-80000000000.0000002×1044 J[3]) lớn hơn rất nhiều năng lượng liên kết hấp dẫn của ngôi sao; do đó các hạt ở lớp bên trên của sao lùn trắng thu được đủ động năng để bay ra xa nhau. Sao lùn trắng bùng nổ và giải phóng sóng xung kích trong đó vật chất được thổi ra ngoài với vận tốc lên tới 5.000–&0000000020000000.00000020000 km/s, hay xấp xỉ 6% tốc độ ánh sáng. Năng lượng giải phóng trong vụ nổ là nguyên nhân làm tăng độ sáng của siêu tân tinh lên giá trị rất lớn. Cấp sao tuyệt đối của một vụ nổ siêu tân tinh loại Ia điển hình là Mv = −19,3 (khoảng 5 tỷ lần sáng hơn Mặt Trời), với sự biến thiên nhỏ trong giá trị này.[12]

Lý thuyết về loại siêu tân tinh này tương tự với hiện tượng sao mới (tân tinh-novae), trong đó sao lùn trắng bồi tụ vật chất một cách chậm hơn và khối lượng của nó không đạt đến giới hạn Chandrasekhar. Trong trường hợp sao mới, vật chất rơi vào sao lùn trắng làm xảy ra phản ứng tổng hợp hiđrô trên bề mặt của nó và vụ nổ từ phản ứng này không xé toạc ngôi sao ra.[12] Siêu tân tinh loại Ia khác với siêu tân tinh do sự suy sụp lõi, gây ra vụ nổ mạnh ở lớp bên ngoài của các ngôi sao khối lượng lớn khi lõi giải phóng một lượng lớn năng lượng.[16]