Không giống như những loại siêu tân tinh khác, siêu tân tinh loại Ia thường diễn ra trong mọi kiểu thiên hà, bao gồm thiên hà elip. Và chúng ít xuất hiện trong các vùng đang sản sinh sao.[27] Khi sao lùn trắng được hình thành cuối giai đoạn của chu kỳ tiến hóa của một ngôi sao trong dãy chính, thì những hệ sao đôi như thế đã dịch chuyển ra xa khỏi vùng nơi chúng được hình thành lên (các đám mây phân tử). Do vậy một hệ sao đôi có quỹ đạo nhỏ có thể mất hàng triệu năm để diễn ra quá trình truyền vật chất (và có khả năng tạo ra hiện tượng sao mới) trước khi đạt tới điều kiện cho phép xảy ra vụ nổ siêu tân tinh loại Ia.[28]

Một vấn đề khó trong thiên văn học đó là xác định được loại sao (progenitors) trước khi xảy ra vụ nổ siêu tân tinh. Quan sát được trực tiếp loại sao tiền thân này sẽ là chứng cứ thuyết phục ủng hộ một trong các mô hình về nguồn gốc siêu tân tinh. Cho đến năm 2006, quá trình tìm kiếm sao tiền thân này đã diễn ra được hơn 1 thế kỷ.[29] Mặc dù sao tiền thân cho siêu tân tinh loại Ia vẫn chưa được quan sát thấy trực tiếp, nhưng các nhà thiên văn học đã tập trung quan sát siêu tân tinh SN 2011fe chỉ vài tiếng sau khi nó xảy ra và họ đã thu được những thông tin giá trị. Kết hợp với dữ liệu quan sát trước đó từ kính thiên văn không gian Hubble các nhà thiên văn thấy, tại vị trí xảy ra siêu tân tinh họ đã không quan sát được một ngôi sao khổng lồ đỏ hay sao hellium nào, và do vậy có thể ngoại trừ trường hợp sao khổng lồ đỏ là sao đồng hành trong siêu tân tinh Ia; sao đồng hành trong siêu tân tinh SN 2011fe có thể là sao trong dãy chính hoặc sao dưới khổng lồ. Thành phần plasma bay ra từ vụ nổ có chứa cacbon và ôxy càng củng cố thêm sao tiền thân của siêu tân tinh này là sao lùn trắng chứa các nguyên tố này.[30]

Biểu đồ cường độ sáng

Siêu tân tinh loại Ia có đường cong cường độ sáng rất đặc trưng khi vẽ biểu đồ biểu diễn độ sáng là một hàm theo thời gian sau vụ nổ. Gần thời điểm độ sáng đạt cực đại, các nhà thiên văn thực hiện phân tích phổ của vụ nổ thì họ thu được các đường đặc trưng cho các nguyên tố khối lượng trung bình từ ôxy tới canxi; đây là những thành phần chính trong lớp bên ngoài của ngôi sao. Hàng tháng sau vụ nổ, khi lớp bên ngoài đã mở rộng đạt đến độ trong suốt cho phép bức xạ điện từ truyền qua được, phổ thu được sẽ chủ yếu là của các bức xạ phát ra bởi vật liệu gần lõi của ngôi sao, gồm các nguyên tố nặng được tổng hợp trong quá trình xảy ra vụ nổ; đa phần là các đồng vị gần với khối lượng của sắt. Sự phân rã phóng xạ của nikel-56 thành coban-56 và đến sắt-56 tạo ra các photon năng lượng cao và chiếm phần lớn năng lượng được giải phóng ở thời điểm sau của vụ nổ.[12]

Sự bằng nhau trong độ sáng tuyệt đối của hầu như mọi vụ nổ siêu tân tinh loại Ia đã được các nhà thiên văn sử dụng như là một ngọn nến chuẩn thứ hai[31] trong thiên văn học liên thiên hà.[32] Nguyên nhân của sự đồng đều trong đường cong cường độ sáng của siêu tân tinh loại Ia vẫn còn là một câu hỏi mở. Năm 1998, các quan sát trên những siêu tân tinh loại Ia ở xa đã cho một kết quả bất ngờ đó là sự giãn nở của Vũ trụ đang tăng tốc.[33][34][35][36]