Das klassische Szenario einer Supernova vom Typ Ia lautet: Ein Weißer Zwerg ist als Überrest eines massearmen Sterns nach dem Ende jeglicher Kernfusion in seinem Inneren erloschen. Seine geringe restliche Leuchtkraft rührt her von seiner anfänglich bei zehn Millionen Kelvin liegenden hohen Temperatur, während er sich über Jahrmilliarden langsam abkühlt. Woher also sollte er die Energie für eine Explosion nehmen, die kurzzeitig so hell strahlen kann wie die gesamte Galaxie, die ihn umgibt? Antwort: von einem Begleitstern. Von ihm könnte der Weiße Zwerg dank seiner Gravitation Masse anziehen und sich einverleiben. Überschreitet die Masse des Weißen Zwergs dann irgendwann das Chandrasekhar-Limit von rund 1,4 Sonnenmassen, wird die Schwerkraft zu stark, der Weiße Zwerg kollabiert, und es kommt zur Explosion. Radioaktive Element wie Nickel-56 zerfallen und liefern die Energie der für mehrere Monate strahlenden Supernova. Die Lichtkurve – also der Verlauf der Helligkeit mit der Zeit – folgt direkt dem radioaktiven Zerfall.