定义Ia超新星是变星的子分类中，由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星。白矮星是完成正常的生命周期程序，已经停止核融合的恒星，但是白矮星中最普通的碳和氧在温度够高时，仍有能力进行下一步的核融合反应。
物理上，以低速率自转的白矮星 ，质量受限于大约是1.38太阳质量的钱德拉塞卡极限之下，这是电子简并压力所能支撑的质量上限，超过这个质量的白矮星就会塌缩。如果一颗白矮星能由伴星获得质量而逐渐增长，在它接近极限之际，它的核心温度应该达到碳融合所需要的温度。如果白矮星与另一颗恒星合并（非常罕见的事件），他将立刻因为超过极限而开始塌缩，因而再度提高温度至超越核融合所需要的燃点。在核融合开始的几秒钟之内，白矮星内极大比例的质量就会发生热失控的反应，释放出10^44焦耳以上的能量，成为一颗超新星。这种类型的超新星由于通过质量累积的机制，只有在达到一定的质量时才能爆发，因而导致最大光度的一致性。因为超新星的视星等随著距离而改变，稳定的最大光度使它们的爆发可以用来测量宿主星系的距离。
理论发展经典的观点认为，热核爆炸超新星——也就是Ia型超新星——爆炸发生在白矮星——一种燃烧完核燃料（Nuclear Fuel）并且全部由碳（Carbon）和氧（Oxygen）组成的星体——从一个邻近的伴星吸积物质的时候发生。在吸积的同时白矮星会收缩从而导致密度和温度上升。这个过程一直进行到白矮星的质量达到质量极限——也就是所谓的Chandrasekhar质量，大概等于1.4倍的太阳质量。当达到这个状态的时候，由于热核反应不稳定性导致核聚变放出大量的能量，将白矮星外层的物质以很高的速度喷射出去，速度可以达到光速的百分之几。核反应可以将大概0.6 个太阳质量的白矮星物质变成一种同位素：放射性的镍56（Nickel-56）。这种同位素的衰变——先是衰变到钴56（Cobalt-56），然后再衰变到铁56（Iron-56）——提供了一个延迟能量来源，这可以维持喷射出去的物质处于高温，导致超新星获得比十亿个太阳更强的峰值光度（光度的定义为单位时间内辐射出来的能量）。
天文学家对于Ia型超新星具有浓厚的兴趣，因为它们可以被用来探索宇宙的膨胀历史。这种超新星的光度很大，这就意味著能够在很远的地方看到——由于光的传播速度有限，这同时也意味著可以看到遥远的过去——而它们的相对视亮度则可以被用来推测它们的距离。超新星光变曲线和峰值光度之间的经验关系可以用来很精确地确定超新星的光度。
所有的Ia型超新星, 当它们的亮度达最高点时，都有著同样的绝对亮度。因为它们发生爆炸的原因都完全相同，起始于白矮星吸收伴星物质的过程一直进行到白矮星的质量达到质量极限，由于热核反应不稳定性导致核聚变放出大量的能量。
但是1996年后, 这一点被新观测给修正了。由Howell等人发现的超新星是SNLS-03D3bb（或者SN2003fg）在光学波段具有发射和吸收谱，由这些信息可以确定这颗超新星是Ia型的。这就意味著它的爆炸是由前面描述的失控热核反应驱动的，而不是驱动其它类型超新星的引力塌缩。但是这颗超新星的峰值光度是典型 Ia型超新星爆炸事例的2.2倍。超新星爆炸的光度取决于镍56的质量，在这个案例中，产生这么大的光度需要有1.3倍太阳质量的镍56。产生这么多的镍要求初始喷射物质的质量远远超过Chandrasekhar极限允许的1.4倍的太阳质量。这是因为核聚变不仅产生镍，而且还稳定的铁系同位素，而且 SN2003fg的光学谱显示存在更轻元素比如硅（Silicon）、硫磺（Sulphur）和钙（Calcium）的存在。同时还可能存在没有燃烧完全的碳和氧。把这些都考虑在一起，Howell等人估计喷射物的质量达到了2.1个太阳质量。
但是为什么白矮星可以如此之重呢？一种可能是两个邻近的白矮星相互绕转最后融合。这种情况可以通过由引力波导致的星体角动量损失产生。但是这种情况下通常会产生的是中子星而不是超新星爆发。一个可能性更大的解释是，从普通伴星那里被白矮星吸积过来的物质导致白矮星的角动量增加，从而使得白矮星高速转动，可以克服引力的吸引，从而使得白矮星在爆炸之前具有超过极限的质量。
在这种情况下白矮星可以具有多大的质量取决于角动量在星体内部如何分布，也就是说白矮星作为一个整体转动还是各不同部位的转动不一样。较差转动（Differential Rotation）可以使得白矮星的质量达到四倍太阳质量之巨，考虑到从伴星吸积物质有一定限度，白矮星的质量可能被限制在大概两倍太阳质量。
由于多普勒效应的结果——移动物体发出的辐射谱发生变化——SN2003fg的光谱被展宽，而光谱变化的程度显示喷射物质的速度比起典型Ia型超新星来要低。这和超极限质量白矮星是符合的，因为虽然在这种情况下核聚变产生的能量更多，而同时也造成物质脱离引力束缚需要具有更高的能量。高束缚能造成较低的喷射速度。
为了更好地了解Ia型超新星，确定喷射物质的质量分布是非常关键的。比如Ia型超新星是否普遍具有超极限的质量？它们的质量在1.4到2.1倍太阳质量之间有平滑的分布？Howell等人对超新星样例所作的一项分析表明情况可能确实如此。目前的数据和位于质量极限附近的典型 Ia型超新星是相容的，而SN2003fg则显得比较例外。这种解释主要是受到了不同以往的超大光度以及对于光度-光变关联关系的破坏这两种异常现象的启发。虽然这种Ia型超新星的亮度非常大，光变曲线的形状则是典型的。
但是这种Ia型超新星爆发现象的发现并不意味著用Ia型超新星作为宇宙学距离指示器有问题。如果假设SN2003fg符合光度-光变形状经验关系，就有可能极大地低估它的光度，从而低估它的距离。但是由于这颗超新星是如此地奇特，在一项宇宙学研究中已经将其排除。光度-光变形状关系是经验性的，并且对Ia型超新星的质量分布没有人为假设。这就已经意味著这个经验关系可以容纳白矮星质量对质量极限有少许偏离，但这并不包括SN2003fg这种情形。
无论如何, 我们可以透过观测Ia型超新星而得知它们的绝对亮度. 一但有了绝对亮度, 和观测到的亮度比较后, 透过平方反比律, 我们就可以算出该超新星的距离, 也就是它的母星系的距离。
